Irrati-teleskopioak Laburpena Unitate honetan, irrati-teleskopioen berri emango diegu ikasleei; irrati-teleskopioak teleskopio optikoekin alderatuko ditugu, nola ibiltzen diren azalduko dugu eta haien zatiak deskribatuko ditugu. Ikasleak zientziaren alor horretara hurbiltzeko, oinarrizko jarduera bat egingo dugu irrati-teleskopioarekin: etxeko irratia erabiliko dugu Jupiter planetaren igorpenak entzuteko. Edukiak: Nola funtzionatzen du teleskopioak Lurreko teleskopioak: Teleskopio optikoak Uhin ikusezinei begira teleskopioarekin Nola funtzionatzen du irrati-teleskopioak? Antenak Tamaina Zer garrantzi duen irrati-astronomiak Etorkizuneko irrati-astronomia Bereizmen angeluar hobea Sentikortasun handiagoa Gutxi ikertutako uhin longitudeak: Interferometroak espazioan jartzea Interferometria milimetrikoa: SMA eta ALMA Oinarrizko jarduera bat irrati-teleskopioarekin: Jupiterren igorpenak entzutea Material osagarria Maila: DBHko bigarren zikloa eta batxilergoa Erreferentzia: Actividades Sencillas de Astrofísica, ApEAren argitalpenak, 5. zk., 2003ko ekaina. Taller de Astronomía, Akal Ediciones (Madril, 1996). Egileak: Juan Ángel Vaquerizo Gallego Ricardo Moreno Luquero NASAk Robledoko Astrobiologia Zentroan (INTA-CSIC) duen irrati-teleskopioa erabiliz egindako proiektu akademikoa. Laguntzaileak: Manuel Baixauli Sanchis Con A de Astronomas ohar-pedagogikoen koordinatzailea: Josefina F. Ling (Santiagoko unibertsitatea) Itzulpena: Eusko Jaurlaritzaren Hezkuntza, Unibertsitate eta Ikerketa Saila Maketazioa: Surinye Olarte (Bartzelonako Unibertsitateko Astronomia eta Meteorologia Saila)
IRRATI-TELESKOPIOAK Irrati-teleskopioek zerua arakatzen dute, maiztasun txikiko uhin elektromagnetikoen bila. 1. irudia: Owens Valley-ko irratiteleskopioa, Kalifornian. 40 m-ko diametroa duen paraboloide horrek bi ardatz ditu (azimutari eta altitudeari dagozkionak) eta 1 cm-tik 1 m-ra arteko uhinak hartzen ditu. Gizakiok uhin magnetikoen banda oso estu bat soilik ikus dezakegu: 0,4 µm tik 0,8 µm ra arteko banda, hain zuzen ere. Banda horri argi ikusgaiaren banda deritzo; hori da, hain zuzen ere, leiho optikoa, duela gutxira arte kosmosa aztertzeko eskura genuen leiho bakarra. Baina, berez, uhin elektromagnetikoak oso txikiak izan daitezke, uhin-luzera txiki-txikia duten gamma izpiak bezain txikiak (milimetro baten mila milioirena gutxi gorabehera), edo milaka metroko uhin-luzera izan dezakete, irrati-uhinak bezala. Duela mende bat baino pixka bat lehenago hasi ziren astronomoak argazkigintza baliatzen. Hainbat onura ekartzeaz gainera, argazkigintzaren bidez, leiho optikoa pixka bat zabaldu zen. Atmosferak erabat blokeatzen ditu uhin txikiak; gamma eta X izpiak, esate baterako. Horregatik, uhin horiek hartzeko, Aro Espazial berriaren hasierara arte itxaron behar izan genuen. Erradiazio elektromagnetikoen leihotik milimetro batetik ehunka metrora arteko uhinak igarotzen dira. Ikerlariak 30ko urteetan hasi ziren leiho hori aztertzen. Dena den, duela berrogei urte hasi zen leiho hori irekitzen; irrati-teleskopioak asmatu zituztenean, hain zuzen. Nola funtzionatzen du teleskopioak Lurreko teleskopioak Teleskopio optikoak Objektu baten argia jaso eta objektu horren irudia foku deritzon puntuan berregiten duen tresna da teleskopioa. Bi motako teleskopio optikoak daude: islatzaileak, ispiluen bidez argi-izpiak bideratzen dituztenak; eta errefraktatzaileak, lenteak dituztenak. Funtsean, fotoiak jasotzeko diseinatutako tresnak dira teleskopioak. Horregatik, ahalik eta argi gehien hartzeko, Astronomoek oso teleskopio handiak behar dituzte. Lenteek eta ispiluek jaso dezaketen argi kantitatea haien azaleraren araberakoa da. Azaleraren diametroa d bada, hauxe izango da erlazioa: π S = d 4 Beraz, teleskopio baten ahalmena, hots, argia biltzeko ahalmena (ingelesez LGP, hau da, Light Gather Power), diametroaren koadroarekiko proportzionala da. Balio hori erlatiboa da eta bi tresna alderatzeko eta argi gehien bietatik zeinek jasotzen duen jakiteko balio du. Esate baterako, demagun 50 cm-ko objektiboa duen teleskopio bat eta gure begia alderatu nahi ditugula. Begininiaren diametroa gutxi gorabehera 0,5 cm-koa dela esango dugu. Datu horiek kontuan hartuta, hauxe da teleskopioak argia biltzeko duen ahalmena: LGP = (50/0.5) 2 = 100 2 = 10 000, gure begiaren aldean. 2 1
Kontuan hartu beharreko beste ezaugarri bat dute teleskopioek: bereizmena (B). Bereizmenari esker, teleskopioek zeruan elkarren ondoan dauden objektuak elkarrengandik bereiz ditzakete. Bereizmena gutxieneko angeluaren bidez adierazten da; hau da, zer gutxieneko angelu egon behar duen zeruko bi objekturen artean haien irudia ongi bereizita ikusi ahal izateko: PR = 1 θ min min bereiz daitekeen gutxieneko angelua da, edo teleskopiaren bereizmena. Bereizmena bi parametroren baitan dago: objektiboaren diametroa (zenbat eta handiagoa, hainbat eta bereizmen handiagoa) eta hautemandako uhinaren luzera (zenbat eta txikiagoa, hainbat eta bereizmen handiagoa). Hortaz, λ θ min = 206265. (1) d 206265 balioa radian batek duen arku-segundo kopurua da; λ uhin-luzera da; eta d objektiboaren diametroa da, uhin-luzera neurtzeko erabilitako unitateetan neurtua. Esate baterako, 10 cm-ko teleskopio batek 5.000 A-ko uhin-luzera hartzen badu (tarte ikusgaiaren erdiguneak duen uhin-luzera), angelu hau bereiziko du: θ 5x10 = 206265. 0.1 7 min = 1.03 arcsec Irekidura zirkularrek eragiten duten difrakzio-eredua ere kontuan izan behar dugu. Argiak oztopo batekin topo egiten duenean, interferentzia eraikitzaileak eta suntsitzaileak gertatzen dira oztopo horren muturretan. Horren ondorioz, zerrenda ilunak eta argiak agertzen dira. Hori da, hain zuzen ere, difrakzio-eredua. Difrakzioaren erruz, bereizmena gutxitu egiten da. Bereizmen erreala lortzeko, 1.22 faktorearekin biderkatu behar da tarte optikoaren bereizmena. Aurreko adibidean, emaitza 1,03 arku-segundo izan beharrean, 1,25 arku-segundo izango da. Hortaz, 10 cm-ko teleskopio bat elkarrengandik 1,25 arku-segundo baino gehiagora dauden bi izarri begira badago tarte ikusgaitik, teorian behintzat, izar horiek erabat bereiziko dira irudian; hots, argi eta garbi ikusiko da bi izar direla. Behaketa errealetan, ordea, atmosferak eragin handia du; izan ere, atmosferako turbulentzien erruz, ezin izan izaten da teoriaren arabera lortu beharko genukeen bereizmena lortu. Turbulentziarik egongo ez balitz, izarrei behatzean, izarrek norabide finkoak eta zehatzak izango lituzkete. Baina atmosfera barruan, airea hamar bat zentimetroko gelatxotan higitzen da, eta horren ondorioz, izarretatik etortzen diren argi-izpiak okertu eta desbideratu egiten dira. Hori dela eta, izar bati 10 cm baino diametro handiagoa duen teleskopio batekin behatzen diogunean, argi-izpiak hainbat gelatxo zurrunbilotsutatik igarotzen dira objektibora iritsi baino lehenago, eta horren ondorioz, argi-izpi bakoitza modu jakin batean desbideratzen da. Horregatik, puntu bakar bat ikusi beharrean, orban handi bat ikusiko dugu; higitzen ari diren hainbat irudi gainjartzen direnean sortzen da orban hori, hain zuzen ere. Orban horren tamainak esango du zer bereizmen duen teleskopioak errealitatean. Efektu horri seeing deritzo; hau da, ikuspena. 2
Uhin ikusezinei begira teleskopioarekin Batez ere leiho atmosferikoek baldintzatzen dute Lurretik uhin ikusezinei antzeman ahal izatea. Uhin optikoak eta beste uhin mota gutxi batzuk kenduta, atmosferak ia uhin guztiak xurgatzen ditu. Uhin-luzera txikiko gamma, X, UV eta halako izpiak ionosferan eta estratosferan (ozonogeruzan) xurgatzen dira; horregatik, lurrazaletik ezin dira horrelako izpiak hauteman. Erradiazio infragorriaren zati bat uraren eta CO 2 -aren bidez xurgatzen da. CO 2 -a lurrazaletik gertuen dagoen atmosferako geruzan pilatzen da; horregatik, teleskopio infragorrietako batzuk mendi tontorretan daude. Nola funtzionatzen du irrati-teleskopioak? Irrati-teleskopioek eta teleskopio optiko islatzaileek antzeko funtzionamendu-printzipioak dituzte. Irrati-teleskopio arruntenek plater handi bat izaten dute irrati-uhinak islatzeko eta irratimaiztasunaren detektagailuetara bideratzeko. Fokuan pilatutako erradiazioak korronte txiki bat eragiten du. Irrati-hargailuak anplifikatu egiten du korronte hori, neurtua eta erregistratua izan dadin. Gero, iragazki elektronikoak erabiltzen dira, banda deritzen maiztasun-tarte jakin batzuk anplifikatzeko. Datuak prozesatzeko teknika konplexuen bidez, milaka maiztasun-banda estu detekta daitezke aldi berean, eta horrela, erradiazioaren banaketa espektrala azter daiteke. Gero ikusiko dugun moduan, erradiazioak hainbat maiztasunetan duen intentsitate erlatiboak eta polarizaziok gauza asko esaten dizkigute irrati-uhinen iturriei buruz. Irrati-teleskopioek bereizmen gutxi dute. Ekar dezagun gogora arestian esandakoa: bereizmena zuzenki proportzionala da uhin-luzeraren eta fotoiak biltzeko objektiboaren diametroaren arteko zatidurarekiko. Irrati-uhinak argi ikusgaiaren uhinak baino mila aldiz luzeagoak izan ohi dira; horregatik, irrati-teleskopio batek teleskopio optiko baten diametro berdina izango balu, haren bereizmena mila aldiz txikiagoa izango litzateke. Irrati-teleskopio batek 5 m-ko teleskopio optiko baten bereizmen bera izateko, haren diametroa teleskopio optikoa baino mila aldiz handiagoa izan beharko litzateke; hau da, 500 km-ko diametroa izan beharko luke. Argi dago ezin dela horrelako teleskopiorik eraiki. Zorionez, astronomoek irtenbide bat aurkitu dute bereizmen angeluarraren arazoa konpontzeko: interferometria. 5m-ko teleskopio optikoa: θ min 5x10 = 206265. 5 7 = 0.0206265 arcsec o λ 5 Α bider (1) hauxe lortuko dugu: λ 0.05m -ko erradioarekin eta θ min = 0.0206265arc sec balioak izanik, ondokoa lortuko dugu: λ 0.05 d = 206265. = 206265. = 500000m = 500km θ 0.206265 Antenak min Irrati-teleskopioek, funtsean, bi zati dituzte: irrati-uhinen kolektorea eta kolektorearen fokuan dagoen hargailua. Teleskopio optikoek ere bi zati dituzte, baina teleskopio optikoen objektiboak irrati-teleskopioen kolektorea ordezkatzen du, eta okular batez hornitutako begiak edo argazki kamerak edo kamera elektronikoak, berriz, hargailua. Irrati-teleskopioen kolektoreari ez zaio objektibo esaten, baizik eta antena. Dipolo ilara bat izan daiteke antena 3
(telebistako antena arruntak bezala), edo metalezko paraboloide bat (esfera- edo zilindroformako gainazal bat ere izan daiteke). Irrati-teleskopioen gainazal kolektoreak biraketa-paraboloide baten forma izan ohi du. Gainazal horrek ispilu baten antzera jokatzen du: iturritik iristen diren uhin lau guztiak gainazalean islatzen dira eta foku nagusira bideratzen. Gainazal kolektorearen paraboloide formari esker, beste iturri batzuetatik datozen interferentziak, teleskopioaren xede ez direnak, saihestu daitezke; izan ere, gainazalarekin aurrez aurre topo egiten ez duten uhinak ez dira foku nagusira islatzen. 2. irudia: uhinek antenatik hargailura egiten duten bidea. Teleskopio soilenetan, hargailua foku nagusian egoten da. Sgeinalea foku nagusitik tresna optikoetara igarotzen da, bertan aztertua izateko. Teleskopio handienetan, aldiz, hainbat bandentzako hargailuak egoten dira. 2. irudian, teleskopio handi gehienek izaten duten egitura ageri da; Cassegrain deritzo egitura horri. Egitura horretan, azpi-islagailua egoten da foku nagusiaren lekuan. Azpi-islagailuak biraketa-hiperboloide forma du; uhinak berriro islatzen ditu eta islagailu nagusiaren oinean dauden kono-formako hargailuetara bidaltzen. Egitura horri esker, errazagoa da hargailuaren makinak dauden lekura iristea mantentze-lanak eta konponketak egiteko. Horrez gainera, egitura horrek pisu handiagoari euts diezaioke, leku egonkorrago batean dago eta. Uhin elektromagnetikoek ez dituzte ikusten beren uhin-luzera baino txikiagoak diren zuloak; horregatik, hainbat dezimetroko edo metroko uhinak hartzea helburu duten antena batzuek sareformako egitura dute. Kasu horietan, egitura horren zati bat irekita egoten dago uhinak jasotzeko. Antena batzuk meridianora begira daude eta altitudea soilik alda dezakete deklinazioei begira jartzeko. Horrelako antenekin, zeruko objektuak meridianotik igarotzen direnean soilik ikus daitezke; beraz, 24 ordu sideralean behin, tarte labur batez. Dena den, lainoek eta argi lausoak ez diete oztoporik jartzen irrati-uhinei; horregatik, irratiteleskopioarekin behaketak egiteko, berdin dio zerua ilun egotea, egun argia izatea edo eguzkiak bete-betean ematea. 3. irudia: Areciboko irrati-teleskopio handia (Puerto Rico). Kolektoreak 305 m-ko diametroa du eta aluminiozko 27.000 panel. Panel horiek zuloz beteta daude, euri-ura iragazteko. Hargailua kolektorearen fokuan dago eta hiru zutabek eusten diote. Nahiz eta teleskopioa zenitera begira egon, hargailua alboetara higi daiteke eta zenitetik 20º-ko distantziara dauden objektuei behatu. Teleskopio handia denez, transmisore gisa erabil daiteke radar bidezko ikerketak egiteko. Paraboloide txikiak ekuatorera begira egon ohi dira eraikita; handiek, berriz, bi ardatz izan ohi dituzte, altitudeari eta azimutari dagozkienak. 4
Bi ardatzeko irrati-teleskopioa astro jakin bati begira jartzeko, ordenagailuak astroaren altitudea eta azimuta kalkulatzen ditu, koordenatu ekuatorialak eta ordu siderala kontuan hartuta, eta zeru-esferaren eguneko higidurari jarraitzeko, bi ardatzek zer biraketa-abiadura izan behar duten jakinarazten du uneoro. Tamaina Teleskopio optikoekin gertatzen den bezala, zenbat eta gainazal handiagoa izan kolektoreak, hainbat eta ahalmen handiagoa izango du teleskopioak. Dena den, irrati-teleskopioak maiz izaten dira teleskopio optikoak baino handiagoak. Ez da zaila horren zergatia ulertzen: gainazal islatzailea zehaztasun handiz eraiki behar da; izan ere, gainazal horren puntu guztiak gainazal ereduarekin bat etorri behar dira (eredu hori paraboloide bat izan daiteke, esate baterako); gehienez uhin-luzeraren hamarren bat aldendu daitezke eredu horretatik. Bestela, bereizmenak eta ahalmenak behera egiten dute. 0,5 µm-ko uhinak hartzeko eginda dauden teleskopio optikoak zehaztasun osoz eraiki behar dira; gehienez, hamar milimetro-milaren aldea egon behar du uhin-luzeraren eta gainazalaren artean. Irrati-teleskopioak, aldiz, ez dira horrenbesteko zehaztasunaz eraiki behar: antena paraboloidea badute eta 10 cm-ko uhinak hartzeko eginda badaude, gainazal ereduaren eta uhinaren artean zentimetro bateko aldea egon daiteke. Gaur egungo eraikuntza-teknikei esker, gainazalak zehaztasun osoz eraiki ditzakegu, bai eta gainazalak ehun metroko diametro badu eta metalezkoa bada ere. Munduko irrati-teleskopiorik handiena Arecibon (Puerto Rico) dago. Antena finkoa du eta 305 m-ko diametroa duen kolektore esferikoa. Teleskopio horrek tresna erraldoiak ditu antena orientatzeko. Tresna horiek bi ardatz dituzte, altitudeari eta azimutari dagozkienak; izan ere, oso 4. irudia: Effelsberg-eko (Alemania) irratiteleskopioa. Uhin milimetrikoak aztertzeko erabiltzen den teleskopio horrek ere bi ardatz ditu, altitudeari eta azimutari dagozkienak. Barruko esferak 60 m-ko diametroa du eta ez da paraboloide eredutik 0,6 mm baino gehiago aldentzen. Gainazal osoa 6 cm-tik 92-ra arteko uhinak hartzeko erabiltzen da. zaila izango litzateke horrelako egitura pisutsuak plano horizontalarekiko ardatz zeiharretan biraraztea. Zer garrantzi duen irrati- astronomiak Irrati-astronomiari esker, astronomoek aurkikuntza handiak egin dituzte azken hogeita hamar urteotan. Gogora dezagun, besteak beste, hidrogenoaren 21 cm-ko erradiazioari behatuz Esne Bidearen beso kiribilak begiztatu zituztela, eta quasarrak eta pulsarrak aurkitu zituztela. Izarrarteko hautsak ez ditu irrati-uhinak blokeatzen; horregatik, Esne Bidearen erdigunea ikusi ahal izan dugu. Teleskopio optikoekin ezin da eremu hori ikusi, ezkutatuta gelditzen da eta. Irratiastronomiari esker, gehiago dakigu galaxiako beso kiribiletan dauden molekula-hodei handi eta hotzei buruz. Hodei horietan, hainbat molekula organiko aurkitu dituzte. Hotza dela eta, molekula horiek erradiazio milimetrikoak eta zentimetrikoak igortzen dituzte. Bestalde, azken urte hauetan, uhin milimetrikoak hartzeko teleskopioak eraiki dituzte. Haiei esker, hainbat elementuren molekulak aurkitu dituzte izarrarteko eremuan; besteak beste, karbono oxidoaren molekulak, metilaminarenak, metil alkoholarenak eta etil alkoholarenak. 5
Etorkizuneko irrati- astronomia Irrati-astronomiak aurrera darrai. Astronomoek proiektuak proposatzen dituzte etengabe, zientziaren erronka handiei aurre egiteko. Datozen hamarkadetan eraikiko dituzten irratiteleskopioak gaur egungoak baino hobeak izango dira: -Bereizmen angeluar hobea izango dute. Unibertsoa zehaztasun handiagoz ikertu ahalko dugu eta, besteak beste, sortzen ari diren eguzkisistemetan, banakako planetak nola jaiotzen diren jakin. Bereizmen angeluar hobea lortzeko, baldintza hauek bete behar ditugu: interferometroak elkarrengandik urrun jarri behar ditugu (antena batetik beste batera tarte handia utziz) edo/eta uhin-luzera txikiko uhinak hartu behar ditugu. - Sentikortasun handiagoa izango dute. Iturri ahulak (urrutikoak), hotzak edo txikiak detektatuko dituzte. Interferometroek gainazal kolektore (antena guztiek hartzen duten eremua) handiak izan beharko dituzte edo antena asko erabili beharko dira azalera handia hartzeko. - Gutxi ikertutako uhin-luzerak ikertuko dituzte. Fenomeno fisiko interesgarri batzuek eta molekula batzuek uhin-luzera jakin bat igortzen dute. Oso zaila da uhin-luzera jakin batzuk aztertzea. Esate baterako, hori gertatzen da uhin azpimilimetrikoekin; izan ere, atmosferak ez die igarotzen uzten. Etorkizunean, zenbait irratiteleskopioren bidez, uhin azpimilimetrikoak aztertzen saiatuko dira. Jarraian, helburu horiek betetzea xede duten proiektuen berri emango dizuegu: Interferometroak espazioan jartzea, haien artean distantzia dagoela Esan dugunez, interferometriari esker lor dezakegun bereizmena antena batekin lortzeko, antenaren diametroak interferometroaren antenen arteko distantziaren baliokidea izan beharko luke. Beraz, lurrazalean dauden irrati-teleskopioak erabiltzen baditugu interferometriarentzako, lortuko dugun distantzia handiena Lurraren diametroa izango da. Bereizmen angeluar hobea lortzeko, interferometroen antenak elkarrengandik urrutiago egotea nahi badugu, irrati-teleskopioak espazioan jarri beharko ditugu. 5. irudia: irudikapen horretan, HALCA satelitea ikusten da orbitan. JPLk eta ISASek eskainitako irudia. 6
Interferometria espazialaren lehenengo proiektua, VSOP (VLBI Space Observatory Programme) deritzona, 1997tik 2002ra gauzatu zen. HALCA japoniar satelitea orbitan jarri zuten (ikus 5. irudia). Satelite horrek 8 m-ko irrati-teleskopioa du, eta 1,3 cm-tik eta 18 cm-ra arteko hargailuak. Lurreko irrati-teleskopioak eta satelite hori koordinatu, eta 50 mikrosegundoko bereizmen angeluarra lortu zuten. Gure begiek bereizmen hori izango balute, Bartzelonan dagoen zentimo bateko txanpona ikusiko genuke Madriletik, eta txanponean ageri den Santiagoko katedralaren xehetasun guztiak oso ondo bereiziko genituzke. Orduz geroztik, hainbat irrati-teleskopio espazioratu dituzte; esate baterako: - RadioAstron. 2006an, errusiarrek 10 m-ko antena duen satelite hori jarri zuten orbitan. - VSOP2. VSOP-HALCA proiektuarekin jarraitzeko, 2007an, japoniarrek 10 m-ko antena duen satelite hori espazioratu zuten. Satelite horren helburua zen VLSOP satelitearekin lortutako sentikortasuna baino 10 aldiz sentikortasun handiagoa lortzea. - ARISE (1.16 irudia). 2008an, estatubatuarrek 25 m-ko antena puzgarria duen satelite bat espazioratu zuten. Helburua zen VSOPren sentikortasuna baino 50 aldiz sentikortasun handiagoa lortzea. Satelitearen antena 3 mm-tik 6 cm-ra arteko uhinak hartzeko dago egina eta 10 mikrosegunduko bereizmen angeluarra lortzea du helburu.- Interferometria milimetrikoa: SMA eta ALMA Proiektu handi horiek arestian aipatutako hiru erronkei aurre egitea dute helburu: bereizmen angeluarra hobetzea, sentikortasun handiagoa lortzea eta gutxi ikertutako uhin-luzerak ikertzea. - Submillimeter Array (SMA) (ikus 7. irudia). Smithsonian Astrophysical Observatory erakundeak (AEB) eta Zientzia Akademia Txinatarreko Astronomia eta Astrofisika Institutuak (Taiwan) egin dute proiektu hori. Hawaien, Mauna Kea sumendi itzaliaren tontorrean, 6 m-ko 8 antena eraikitzea da helburua. Leku horretan, behatoki handi bat dago, 12 teleskopio dituena. SMAk 350 mikratik eta 3 mm-ra arteko uhin-luzerak hartuko ditu eta 0.1 segundoko bereizmena lortuko du. 2002 urtearen amaieran, 4 antena lanean ari ziren. Orduz geroztik, lortutako emaitza zientifikoak aldizka argitaratu dituzte. 2003 urte amaieran, 8 antenak lanean aritzea zen helburua. 7
7. irudia: SMAko 4 antena. Atzean, Mauna Kean dauden beste teleskopio batzuk ikusten dira. Smithsonian Astrophysical Observatory erakundeak eskainitako irudia. -Atacama Large Millimeter Array (ALMA) (ikus 8. irudia). Duela 15 urte, hainbat herrialdetako erakunde batzuk antzeko ezaugarriak zituzten proiektuak egiten ari ziren: erakunde horien guztien helburua zen interferometro milimetriko-azpimilimetriko handi bat eraikitzea Hego hemisferioan. Ameriketako Estatu Batuetako National Radio Astronomy Observatory erakundea Millimeter Array proiektua ari zen prestatzen. Europan, Large Southern Array proiektua ari ziren prestatzen, eta Japonian, Large Millimeter and Submillimeter Array proiektua. Gauza bera ikertzeko hiru tresna eraikitzea baino zentzudunagoa zen indarrak eta finantzazio ekonomikoa batzea eta hiru aldiz hobea izango zen tresna bat eraikitzea. Halaxe egitea erabaki ondoren, ALMA proiektu bateratuari ekin zioten. Proiektu horretan, hainbat herrialdetako erakundek parte hartu zuten. Espainiako Zientzia eta Teknologia Ministerioak ere proiektu horretan parte hartu zuen. Proiektuaren azken bertsioaren arabera, ALMAk 12 m-ko 64 antena izango ditu. Antenek 350 mikratik 4 mm-ra arteko uhinak hartuko dituzte. 2007an hasi ziren lanak egiten. Orrialde honetan, hainbat simulazio ikusi ahalko dituzu, ALMAk nola lan egingo duen jakiteko. 8. irudia: ALMA interferometroaren irudikapena. European Southern Observatory erakundeak eskainitako argazkia. 8
Uhinen kate-mailan, irrati-uhinen ondoren, milimetro 1 baino uhin-luzera gutxiago duten uhin infragorriak daude (mikra 1etik 100 mikrara arteko uhinak). Uhin azpimilimetriko horiei behatzeko, zailtasun tekniko ugari gainditu behar dira. Hasteko, Lurreko atmosferak ez die erraz igarotzen uzten espektro elektromagnetikoaren tarte horretako uhinei. Irrati-uhinak errazago igarotzen dira, uhin-luzera handiagoa dute eta. Atmosferako molekulek, batez ere ur molekulek, xurgatu egiten dituzte uhin horiek. Atmosferak espektro azpimilimetrikoaren tarte jakin batzuetako uhinei soilik uzten die igarotzen; horren ondorioz, tarte horietako uhinak soilik azter ditzakegu. Leiho azpimilimetrikoak deritze uhin azpimilimetrikoen tarte horiei. Dena den, atmosferako leiho horiek ez dira guztiz gardenak. Beraz, leku batzuk egokiagoak dira irrati-teleskopio azpimilimetrikoak eraikitzeko. Atmosferak ahalik eta uhin gutxien xurga ditzan, altitude handian dauden leku lehorrak bilatu behar ditugu, irrati-teleskopioaren gainetik ahalik eta ur-molekula gutxien egongo daitezen; izan ere, lehen esan bezala, ur-molekulek erradiazioa xurgatzen dute. Aipatutako bi proiektuei dagokienez, SMA Mauna Kean eraiki dute, 4.000 m-ko altitudean (klikatu hemen Mauna Kea ikusteko; dena den, begiratzen duzunean han gaua izango da, ziur asko); ALMA, berriz, Llano de Chajnantorren eraiki dute, Txileko Andeetako Atacamako basamortuan, 5.000 m-ra. ALMA da uhin azpimilimetrikoak hartzeko behatoki ahaltsuena; mota horretako behatokiek baino askoz ahalmen handiagoa du. 800 mikratan, 50 milisegundoko bereizmen angeluarra lortzen du. Bereizmen horri esker, beste izarren inguruan sortzen ari diren banakako planetak ikusi dira.
Oinarrizko jarduera bat irrati- teleskopioarekin: Jupiterren igorpenak entzutea Helburua: planeta handi horren irrati-igorpenak entzutea. Materiala: Prozedura: Etxeko irrati bat; SW (uhin motza) izan behar du, bai eta 18-22 MHz-ra iristen den diala ere. 165 cm alanbre: kobre zurruna. Zurezko lau makil, 30 cm-ko luzera dutenak. Zurezko ohol bat: 60 x 60 cm. Aluminio-papera. Kable ardazkidea (telebistako antenetan erabiltzen dena). 1. Jupiterrek hainbat maiztasuneko uhinak igortzen ditu. Ez dago argi nondik datozen uhin horiek; badirudi planetaren eremu magnetikoarekin eta planetaren ilargiarekin (Io) zerikusia dutela. Uhin multzo bat 18 MHzetik 22 MHz-era arteko maiztasun-bandan sartzen da; gehienez 21 MHz ditu. Etxeko hargailu dezentek har dezakete maiztasun-banda hori; SW (uhin motza) izan behar dute, eta diala maiztasun horietara iritsi behar da. 2. Jupiterren igorpenak ez dira jarraiak. Hiru igorpen-iturri ditu. Iturri horiek distantziakideak dira eta planetarekin batera bira egiten dute (Jupiterrek 10 ordutan egiten du bira bere ardatzaren inguruan). Igorpeniturri horiek batzuetan aktibo egoten dira, eta beste batzuetan ez. Astronomian ere, beste zientzia-alor askotan bezala, pazientzia bertute bat da. 3. Sintonizatu irratia maiztasun-banda horretan, hondo-zarata asko ez dagoen punturen batean, eta itxaron. Igorpenek hondartzako uhinen antzeko hotsa dute: segundo bakoitzean hiru iristen dira. Intentsitatea handitu egiten da eta gehienez minutu bat iraun dezake batzuetan segundo gutxi batzuk irauten du, eta gero ahultzen joaten da. Esperientziak esaten digunez, 20 minutuz entzuten egonez gero, Jupiterren igorpenak entzuteko probabilitatea seitik bat da. Jakina, Jupiterrek zeruan egon behar du ikusgai; hodeiek ez diote eragozpenik egiten. 4. Irratiaren antena egokia da, nahiz eta norabide orotakoa izan eta norabide guztietako uhinak hartu. Hobeto entzuteko eta uhinak Jupiterretik datozela ziurtatzeko, norabidezko antena bat eraiki behar da antena normala ordezkatzeko. 5. Hartu 165 cm kobrezko alanbre eta egin zirkunferentzia bat; ez itxi zirkunferentzia. Lotu 30 cm-ko luzera duten zurezko lau makiletan. Estali 60 x 60 cm-ko zurezko ohola alde batetik aluminio-paperarekin. Finkatu bertan kobrezko alanbrearekin egindako zirkunferentzia. Hartu antenentzako kable ardazkidea eta lotu barruko kablea kobrezko zirkunferentziari eta kanpoko maila aluminioari. Lotu kable ardazkidearen beste muturra irratiaren antenari. Amaitzeko, jarri antena Jupiterri begira.
Material osagarria "Experimentos para todas las edades", R. Moreno eta L. Cano, Rialp argitaletxea, Madril 2008. Instrumentos y Métodos, P Tempesti Astronomia Bideoa ORBIS-FABRI 1992. NASAk Robledo duen irrati-teleskopioa erabiliz egindako proiektu akademikoa: Partner (LAEFF-INTA). http://www.laeff.inta.es/partner/