HIFI: Submillimetergolven ongekend precies gemeten met Herschel-ruimtetelescoop (ESA) 

De uitdaging De oplossing Verdere ontwikkeling Links

De uitdaging

De meest lastige straling om te meten is het gebied tussen de radiostraling en het verre infrarood. Deze straling heeft een golflengte in de orde van 0,1 tot 1 millimeter en heet daarom submillimeterstraling. Je kunt deze fotonen niet gemakkelijk meten omdat de frequentie van de straling veel te hoog is voor de elektronica. Vanwege deze detectie-problemen is het sub-millimetergebied het laatste deel van het gehele elektromagnetische spectrum waar de hemel in kaart wordt gebracht. Hoe kun je vat krijgen op deze straling? 

Sterrenkundigen krijgen via submillimeterstraling inzicht in de werking van verschillende processen. Zo vindt in de koele wolken in het heelal het eigenlijke stervormingsproces plaats. Moleculen, waaronder water, spelen een belangrijke rol om energie uit zo’n wolk te laten weglekken, zodat hij door de eigen zwaartekracht dichter op elkaar kan worden gedrukt. Gebeurt dat niet, dan is het lastig om sterren te maken. Met sub-millimeterstraling kun je de details van het stervormingsproces waarnemen, en tegelijkertijd nagaan hoe sterren ontstaan in de huidige tijd, maar ook in vroege fasen van het heelal. Overigens spelen moleculen ook weer een rol in de laatste evolutiestadia van sterren, waarbij de wolken van gas en stof uitstoten. Met sub-millimeterstraling is na te gaan hoe die uitstoot verloopt. Als laatste belangrijk onderzoeksgebied geldt de moleculaire (astro)chemie. Het blijkt dat via de oppervlakken van minieme stofdeeltjes moleculen met elkaar kunnen reageren en zo complexe, organische moleculen kunnen vormen. Ook deze mechanismen kun je met sub-millimetergolven bestuderen.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: elektromagnetische straling uit het heelal.{end-link}Vanuit de ruimte ontvangen we elektromagnetische straling (fotonen) van hemelobjecten. Radiostraling, met golflengten van meters tot aan enkele millimeters, bevat per foton de minste energie. En aan de andere kant van het spectrum bevat gammastraling de meeste energie per foton. Ongeveer in het midden van de reeks bevindt zich het zichtbare licht. De aardse atmosfeer laat die straling gemakkelijk door en daardoor kunnen we vanaf het aardoppervlak de sterren zien. Naar de energierijke kant van het spectrum laat de atmosfeer nog een heel klein beetje ultraviolet door. Maar voor sterrenkundige waarnemingen in ultraviolet, röntgenstraling en gammastraling zijn we afhankelijk van ruimtetelescopen. De atmosfeer is voor die straling ondoorzichtig. Dat geldt ook voor grote delen van de minder energierijke straling, zoals het infrarood. De atmosfeer is ook daar goeddeels ondoorzichtig en vaak zelf een bron van infraroodstraling. Voor de laag-energetische radiostraling is de atmosfeer grotendeels wel doorzichtig.

De aard van de straling neemt met zich mee dat er bepaalde technieken nodig zijn om de fotonen te meten. Daarom ziet een radiotelescoop er anders uit dan een optische- of infrarood-telescoop. Metalen spiegels, gaas en draden kunnen radiostraling onderscheppen en concentreren. Voor zichtbaar licht en infraroodstraling kun je gebruik maken van spiegels, lenzen en andere optische elementen. Die zijn vaak ook geschikt voor ultraviolette straling. Röntgenstraling daarentegen, kun je alleen concentreren als je in elkaar geschoven cilindrische spiegels gebruikt waar de straling scherend aan weerkaatst. En voor gammastraling bestaat er eigenlijk helemaal geen manier om de straling af te buigen naar een brandpunt.

Los van de verschillende afbeeldingstechnieken vereist ook het detecteren van de fotonen steeds een eigen oplossing. Zichtbaar licht kun je met ccd’s meten en dat geldt deels ook voor ultraviolet en infrarood. Voor dit laatste zijn, bij lagere energie, detectoren nodig die diep gekoeld zijn en die de warmte-energie per foton kunnen meten via minieme temperatuursvariaties. Radiostraling meet je met radio-ontvangers. En hoog-energetische straling kun je soms meten met ccd’s, of met gasgevulde detectoren. In de verschillende vensters komen deze uiteenlopende detectietechnieken aan de bod.{end-tooltip}
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: submillimeterstraling{end-link}Sterrenkundig gezien is het enorm interessante straling vanwege de processen die deze straling genereren. Submillimeterstraling als continu-straling wordt uitgezonden door zeer koele objecten met een temperatuur van enkele graden boven het absolute nulpunt. Het heelal zelf produceert bij deze golflengten achtergrondstraling, behorende bij een temperatuur van 2,7 Kelvin. De straling is afkomstig uit een periode toen het heelal nog maar enkele honderdduizenden jaren oud was. Meer dichterbij zenden ook zeer koude gas- en stofwolken deze straling uit als continu-straling.

Maar het meest interessant zijn de spectraallijnen die in dit deel van het spectrum voorkomen. Het zijn er duizenden. Ze worden uitgezonden door moleculen. Soms eenvoudige moleculen, zoals water en kooldioxide, maar ook complexe moleculen als ringvormige koolwaterstoffen, alcoholen en andere stoffen. Deze moleculen vertonen verschillende soorten interne bewegingen. Ze kunnen draaien en trillen. De natuurwetten schrijven voor dat ze dat niet op willekeurige wijze kunnen doen. Per molecuul zijn er specifieke draaiingen en trillingen. Vaak zijn er overgangen mogelijk tussen de verschillende ‘toestanden’ voor het draaien en trillen. Al die toestanden vertegenwoordigen een energieniveau. Gaat een molecuul naar een lager energieniveau, dan zendt het een kenmerkend foton uit. En naar een hoger energieniveau gaan vereist het absorberen van een foton met de juiste energie. Zo ontstaan emissielijnen en absorptielijnen in het spectrum. Overgangen tussen de laagste rotatie-toestanden van moleculen als koolmonoxide (CO), het formyl-ion (HCO+) en blauwzuur (HCN) leveren spectraallijnen op in het sub-millimetergebied; overgangen tussen trillingstoestanden zorgen voor spectraallijnen in het verre infrarood.

Het koolmonoxide-molecuul is interessant om waar te nemen omdat het na waterstof (H2) het meest voorkomende molecuul in het heelal is. Er is gemiddeld 1 CO molecuul op 10.000 neutrale waterstofmoleculen. Neutraal waterstof is lastig waar te nemen, maar met koolmonoxide heb je een prima indicator in handen om achter de waterstof-concentraties te komen. Daarnaast kun je in sub-millimeterstraling ook goed watermoleculen meten. Elk molecuul heeft zijn eigen, kenmerkende set van spectraallijnen.Veel rotatieovergangen vinden plaats in koele moleculaire wolken met een temperatuur van 10 tot 100 K. Trillings-overgangen vergen wat meer energie en treden vooral op in warmere wolken, met een temperatuur tot wel 1000 K.{end-tooltip}
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: overzicht onderzoeksthema’s{end-link}Interstellaire ruimte: samenstelling van, en bewegingen in de ijle gas- en stofwolken; Vorming, samenstelling en dynamica van koele moleculaire wolken; Het ontstaan van sterren en planeten in dichte moleculaire wolken; Gas in het zonnestelsel, in de atmosferen van planeten en in de gasomhulsels van kometen; Eindstadia in het leven van sterren, waarbij gasschillen worden afgeworpen en stof ontstaat; Recycling van stermateriaal naar de interstellaire ruimte, via sterrenwind, planetaire nevels en supernovaresten; Binnen elk van de bovenstaande onderzoeksgebieden: het maken van een inventarisatie van moleculen (water!) en molecuulfragmenten, en het reconstrueren van chemische processen die zich afspelen in de gas- en stofconcentraties. Hierbij blijkt vooral de rol van water van belang; Dit alles zowel voor het nabije heelal als het verre heelal, zodat een indruk ontstaat van bijvoorbeeld de verschillen in stervorming tussen onze omgeving nu, en de eerste generatie sterren toen{end-tooltip}

De oplossing

Hoe kun je sub-millimetergolven meten? De frequentie van deze straling ligt in de orde van een terahertz (THz), dus een biljoen trillingen per seconde. Veel te hoog voor de elektronica. Daarom wordt de zogeheten heterodyne-techniek toegepast, net als in de ‘amplitude modulatie’ van de middengolf-radiozenders. De techniek berust op het meten van de ‘zwevingen’ die ontstaan als je signalen mengt. Als je twee signalen van iets verschillende frequentie met elkaar mengt, ontstaat een zweving met een veel lagere frequentie. In een sub-millimeter ontvanger wordt daarom het hemelsignaal gemengd met een signaal van een lokale trillingsbron (oscillator) waarvan het signaal zeer stabiel en bekend is. Als het hemelsignaal een frequentie heeft van 1 THz (1000 GHz) en je mengt er een signaal bij van 1010 GHz, dan ontstaat een resulterend signaal (de zweving) van 10 GHz. En die is met elektronica ‘gemakkelijk’ te vatten en te meten. Belangrijk is dat de zweving werkelijk alle informatie bevat die ook in het oorspronkelijke hemelsignaal zit. Met een heterodyne-ontvanger transformeer je dus als het ware het oorspronkelijke signaal naar een lagere, goed meetbare frequentie.

De belangrijkste ruimtetelescoop voor onderzoek aan sub-millimetergolven is de Herschel-telescoop van ESA. Herschel beschikt over een spiegel van 3,5 meter doorsnede waarmee de straling wordt geconcentreerd en naar de drie instrumenten aan boord wordt geleid. Deze instrumenten bevinden zich in een soort thermosfles, gekoeld met supervloeibaar helium tot vlak boven het absolute nulpunt. Dat is nodig om te voorkomen dat de detectoren worden verblind door straling die in de telescoop en detectoren zelf wordt opgewekt. Samen bestrijken de instrumenten het golflengtegebied van 80 tot 700 micrometer (0,08 – 0,7 millimeter). Eén van deze instrumenten is HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared).

HIFI is ontworpen en gebouwd door een consortium van 25 organisaties uit 12 landen, onder leiding van SRON. HIFI is een spectrometer met een hoog spectraal oplossend vermogen, zodat fijne details in het ‘woud’ van spectraallijnen worden gemeten. Het instrument meet in het bereik van 157 – 210 micrometer (1.410 – 1.910 GHz) en 240 – 625 micrometer (480 – 1.250 GHz). Om dit bereik te overdekken beschikt HIFI over 14 detectoren, verdeeld over 7 frequentiebanden. Het stel van twee detectoren per frequentieband is zodanig gekozen dat HIFI ook de polarisatie van de sub-millimeterstraling kan meten.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: de baan van Herschel{end-link}De satelliet is gelanceerd op 14 mei 2009 en nog steeds operationeel. Hij draait langzaam heen en weer rond een punt dat 1,5 miljoen kilometer ‘achter’ de aarde ligt, gezien vanuit de zon. Dit is een van de zogeheten Langrange-punten waar het subtiele spel van de zwaartekracht van de aarde en de zon een object min of meer ‘gevangen’ kan houden. Zulke punten bevinden zich onder andere ook in de baan van de aarde om de zon, waarbij vanuit de zon gezien de hoek tussen de aarde en een satelliet die zich daar bevindt 60 graden is. Er is voor een Langrangepunt gekozen om de verstoring van metingen als gevolg van ‘lekstraling’ uit de aardse omgeving minimaal te houden.{end-tooltip} 
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: HIFI-technologie{end-link}De 3,5 meter grote spiegel van de Herschel satelliet verzamelt de straling. Met behulp van een serie spiegels wordt de straling verdeeld over de zeven frequentiebanden. Binnen elke band vindt menging plaats met een geschikt signaal van een lokale oscillator. Het resulterende signaal wordt naar een spectrometer gestuurd en daar geanalyseerd. Voor het bereik 157 – 210 micrometer bestaan de ontvangers uit een ‘sandwich’ van supergeleider-isolator-supergeleider (SIS); voor het bereik van 240 – 625 micrometer zijn dat Hete Elektronen Bolometers. In essentie bestaan de laatste uit een strip van het metaal niobium, gekoeld tot -269 °C. Het metaal is dan supergeleidend.  De supergeleiding van de detector verandert als er fotonen op de detector vallen. Ze zorgen ervoor dat er via het zogeheten ‘tunnel-effect’ toch elektronen door de isolator kunnen passeren, van de ene supergeleider naar de andere.

HIFI beschikt over vier spectrometers. De twee breedbandige spectrometers kunnen spectraallijnen zodanig van elkaar onderscheiden dat snelheidsverschillen (als gevolg van het Doppler-effect) in de gaswolken te zien zijn van 680 tot 220 meter per seconde. Dat is voldoende om subtiele bewegingen in gaswolken te ontdekken. Maar de twee hoge-resolutie spectrometers kunnen zelfs snelheidsverschillen tussen 170 en 80 meter per seconde opmerken. Elk stel van twee spectrometers legt samen weer de polarisatie-eigenschappen vast van de straling in en rond de spectraallijnen.

HIFI heeft een ruimtelijk scheidend vermogen in de orde van een kwart boogminuut tot een hele boogminuut, afhankelijk van de frequentie waar je meet. Door de satelliet langzaam van positie te laten veranderen kun je een stukje van de hemel ‘scannen’ en zo ook afbeeldingen maken van de objecten. Je kunt dat doen in het ‘licht’ van spectraallijnen naar keuze en dus kun je bijvoorbeeld een ‘foto’ maken van de verdeling van water in een wolk.{end-tooltip}

Verdere ontwikkeling

De levensduur van de Herschel-satelliet is beperkt omdat het vloeibare helium, nodig voor de koeling, langzaam verdampt. Voordat dit gebeurt zal HIFI een rijke wetenschappelijke oogst hebben opgeleverd. Maar er zijn natuurlijk veel meer objecten aan de hemel die om onderzoek vragen dan dat deze satelliet kan onderzoeken. Bovendien: resultaten leveren ook weer nieuwe vragen op. Astronomen willen daarom het onderzoek bij sub-millimetergolven graag voortzetten. De ontwikkeling is dat nieuwe telescoopsystemen een groot fotonverzamelend oppervlak zullen hebben, zeer scherp kunnen kijken en uiterst kleine details in de spectra zullen vastleggen.

Dit kan door aparte telescopen te laten samenwerken als ware het één grote telescoop. In de radiosterrenkunde is deze techniek ver ontwikkeld, zoals bij de Westerbrok-radiotelescoop. Ook in het zichtbaar licht slaagt men erin om deze samenwerking op basis van interferometrie te realiseren. Voor infrarood- en submillimetersterrenkunde zal deze technologische grens in de nabije toekomst worden overschreden. 

De belangrijkste ontwikkeling op aarde zelf is wat dat betreft de bouw en ingebruikname van de Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). Deze sterrenwacht ligt op zo’n 5000 meter hoogte in de Chileense Andes. In 2013 moet hij klaar zijn. Dan bestaat hij uit 50 schotelontvangers, elk met een doorsnede van 12 meter. De telescopen zijn onderling te koppelen zodat basislijnen tot 16 kilometer zijn samen te stellen. Daarmee kun je een telescoop met deze afmeting simuleren.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer{end-link}Aanvullende rijen van 12 stuks 7 meter grote ontvangers en 4 stuks 12 meter ontvangers moeten de capaciteit nog verder uitbreiden. Het instrument verricht metingen in het golflengtegebied tussen 0,32 en 3,6 millimeter en heeft een beeldveld van eentiende tot een hele boogminuut. Alle ontvangers zijn uitgerust met heterodyne-techniek en maken gebruik van supergeleidende SIS-mixers voor het toegevoegde signaal. ALMA maakt geen ‘plaatjes’ maar kan objecten onderscheiden die, afhankelijk van de golflengte waar je meet, 3 boogseconden tot 5 milli-boogseconden uit elkaar staan aan de hemel. Veel ervaring van HIFI is in ALMA terecht gekomen. De wetenschappelijk projectleider van het eerste uur van HIFI, Thijs de Graauw, is directeur van ALMA (zie ook het aparte venster over Thijs de Graauw in de categorie Onderzoekers). In het project werkt Europa samen met Chili, de Verenigde Staten en Japan.{end-tooltip}

Wat ruimtemissies betreft zijn er enkele projecten waarin SRON zijn HIFI-ervaring kan gebruiken voor een volgende stap in de sterrenkunde van het verre infrarood en submillimeter gebied. Voorbeelden zijn:

• Millimetron, een Russisch project voor een diepgekoelde ruimtetelescoop met een opening van maar liefst 12 meter.
• Far Infrared Interferometer (FIRI), een ESA-studie naar een duo van ontvangers die samenwerken als een interferometer in de ruimte en zo een grotere infraroodtelescoop nabootsen.
• SPICA, een Japans / Europees project voor onderzoek in het (verre) infrarood, waarbij de telescoop zelf wordt gekoeld om de zwakke hemelsignalen zo goed mogelijk te kunnen detecteren. Zie het aparte venster over deze missie in de categorie Resultaten . Bij het SAFARI-instrument voor SPICA is SRON betrokken.

Links  

De uitdaging
Algemene informatie over sub-millimeter sterrenkunde : http://kp12m.as.arizona.edu/docs/what_is_submillimeter.htm
Sub-millimeterstraling en detectie : /122-astrophysics/hifi-science/784-intro-sub-mm-universe

De oplossing
Presentatie over HIFI (powerpoint) :

Zeer uitgebreide beschrijving van HIFI :
http://herschel.esac.esa.int/Docs/HIFI/html/hifi.html
Meer over ESA’s Herschel project :
http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=16
Meer over SRON en HIFI :

en

Meer over HIFI bij Netherlands Space Office : http://www.spaceoffice.nl/nl/Activiteiten/Wetenschap%20en%20exploratie/186.html
Meer over HIFI bij TNO : http://www.tno.nl/content.cfm?context=thema&content=inno_case&laag1=897&laag2=921&item_id=947
Overzichtsinformatie over HIFI en de astronomische betekenis : SRON_Spectrum_5__dec_2004
Schema voor sterrenkunde in het sub-millimetergebied en de onderzoeksprogramma’s van HIFI :

Sterrenkunde met HIFI : http://www.kennislink.nl/publicaties/astronomie-met-hifi
HIFI en watermetingen : /index.php?option=com_content&task=view&id=2702&Itemid=2413

Verdere ontwikkeling
Meer over ALMA : http://www.eso.org/sci/facilities/alma.html en http://www.eso.org/public/teles-instr/alma.html
Meer over Millimetron : http://www.asc.rssi.ru/millimetron/eng/millim_eng.htm
Meer over Millimetron en SRON :

Meer over FIRI : http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=40090
Meer over SPICA : http://www.ir.isas.jaxa.jp/SPICA/SPICA_HP/index_English.html
Meer over SRON en SAFARI voor SPICA : /home-safari