T - Heterodyne techniek - SRON Netherlands Institute for Space Research

Heterodyne techniek: Het onmeetbare toch meetbaar gemaakt

Uitdaging

Via submillimeterstraling kunnen sterrenkundigen veel details te weten komen over stervorming, recycling van stermateriaal en chemische processen in de ruimte tussen de sterren. Helaas is er een praktisch probleem. Het interessantste submillimetergebied loopt in frequentie van 200 tot 1250 GHz (golflengte tussen 1,5 en 0,24 millimeter). Er bestaat helaas geen elektronica die snel genoeg is om deze zeer hoogfrequente straling te verwerken. De ‘klassieke’ manieren in de omliggende infrarood- en radiogebieden werken niet. Het is daarom nodig de ontvangen submillimeterstraling te ‘verschuiven’ of te ‘vertalen’ naar een lager frequentiebereik. Maar wel zo dat alle informatie van de molecuulstraling onverstoord blijft. Dit kan met heterodyne techniek. Bijkomend probleem is dat de meeste submillimeterstraling niet ongeschonden door de atmosfeer van de aarde komt. De heterodyne techniek zal dus in een ruimte-instrument moeten worden verwerkt, of worden toegepast in submillimeterontvangers die op hooggelegen bergplateaus zijn opgesteld.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: wat kunnen we leren uit submillimeterstraling?{end-link}Er bestaat een kringloopsysteem tussen sterren en het gas in sterrenstelsels. Sterren en planeten ontstaan als gaswolken zich onder hun eigen zwaartekracht samentrekken. Gedurende hun leven geven sterren weer gas af aan de ruimte tussen de sterren, ook wel het interstellaire medium genoemd. Dat kan bijvoorbeeld via de sterrenwind. Vooral in hun laatste evolutiestadia kunnen sterren flink staan ‘walmen’ waardoor het gas in het sterrenstelsel wordt ‘verrijkt’ met atomen en moleculen die in de ster zijn gevormd. Dit verrijkingsproces is maximaal als de ster er de brui aan geeft. Lichte sterren stoten hun gas af in schillen waarna de sterkern – een witte dwergster – overblijft. Sterren die zich in dit stadium bevinden zien we als ‘planetaire nevels’ aan de hemel staan. Zware sterren exploderen via een supernova en schieten hun gasproducten met hoge snelheid in het interstellaire medium.

Opeenvolgende generaties sterren zijn dus steeds meer verrijkt met stoffen die oorspronkelijk niet voorkwamen in het heelal. Onze zon bevat een flinke hoeveelheid van deze stoffen, in vergelijking met de oorspronkelijke materie in het heelal. Daarom behoort de zon tot een van de latere generaties sterren. De mate van ‘vervuiling’ kan via spectra worden gemeten en is een maat voor de ouderdom of populatieklasse van de ster. De kringloop zorgt ervoor dat de kenmerken van sterrenstelsels geleidelijk veranderen. Dit is op kosmische schaal, tot in de vroegste perioden van het heelal, te volgen. Alhoewel het globale beeld van de kringloop wel duidelijk is, ontbreekt het aan kennis over hoe de verschillende onderdelen van de kringloop precies werken. Om het interstellaire gas in de verschillende kringloopstadia te kunnen beschrijven is veel informatie nodig. Over de samenstelling, dichtheid, temperatuur, bewegingen, omzettingen, de interactie met stof, magnetische velden, noem maar op. Hoe kom je daar achter?

De ‘tactiek’ bestaat uit het bestuderen van kenmerkende straling die door atomen en moleculen wordt uitgezonden of juist geabsorbeerd. Zo komt het molecuul water in vrijwel alle stadia voor. Je vindt het bij jonge sterren, bij sterren aan het einde van hun leven, in planetaire nevels, bij planeetvorming, maar ook in zogeheten accretieschijven rond jonge sterren of compacte objecten als witte dwergen, neutronensterren en (massieve) zwarte gaten. Water vind je overal waar gaswolken warm en relatief dicht zijn. Het is een enorm goed koelmiddel voor gaswolken, zodat die hun thermische energie kwijt kunnen raken en door de zwaartekracht tot dichte gasballen in elkaar kunnen worden gedrukt. Zonder water is stervorming heel erg lastig. Watermoleculen bestaan uit twee waterstofatomen en een zuurstofatoom. Ze kunnen via botsingen, of door het opvangen van een foton (ultraviolet, zichtbaar licht, nabij-infrarood), op allerlei manieren gaan trillen en draaien. Elke manier vertegenwoordigt een energietoestand. Steeds probeert het molecuul een lagere energietoestand te bereiken en als dat gebeurt wordt een beetje straling uitgezonden. Die straling bevindt zich op het grensgebied van infrarood en radiogolven: het submillimetergebied. Behalve water kunnen ook andere moleculen trillingen en rotaties vertonen, allemaal met hun eigen kenmerkende set aan frequenties in het submillimetergebied. Als je dus in dit deel van het elektromagnetisch spectrum gedetailleerde spectra kunt opnemen, kun je de verschillende soorten moleculen herkennen en aan de hand van de trillingen en rotaties iets zeggen over de omstandigheden in de wolk waar ze zitten. Precies wat we nodig hebben.{end-tooltip}

Doorbraak

Heterodyne techniek bestaat op zichzelf al sinds 1901 en is ontwikkeld voor het verwerken van radiosignalen. Het principe werkt als volgt. Met behulp van een signaalbron (local oscillator) maak je een stabiel signaal dat ongeveer dezelfde frequentie heeft als het te onderzoeken signaal. Je mengt dit kunstmatige signaal met het ontvangen signaal. Het resultaat is dat er twee nieuwe signalen ontstaan: de optelling van beide oorspronkelijke signalen en het verschil. Deze twee nieuwe signalen heten de ‘heterodyne’ signalen. Bij geluid horen we wat het effect is van twee tonen die bijna gelijk van frequentie zijn en in ons oor worden ‘gemixt’: we horen zwevingen waarvan de frequentie veel lager is dan van de oorspronkelijke toon. Het verschilsignaal bevat alle informatie die ook in het ‘hemelsignaal’ zit, maar is beter te versterken en dus beter te analyseren.

Overigens wordt het principe van heterodyne techniek al lang toegepast in gewone radio-ontvangers voor commerciële en publieke radiozenders. Bij het gebruik van AM (Amplitude Modulatie) worden de trillingen die op de draaggolf zijn gezet, vertaald naar geluid. Maar om deze techniek te gebruiken buiten het gewone radiogolvengebied, is verre van eenvoudig.
SRON behoort tot de wereldtop als het gaat om het ontwerp en de realisatie van heterodyne detectoren voor de hoogste frequenties, zo rond 1000 GHz. Deze techniek is ver geperfectioneerd en vormt het hart van bestaande en toekomstige sterrenkunde projecten in de ruimte en op aarde.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: heterodyne-ontwikkeling voor de sterrenkunde{end-link}De eerste heterodyne-ontwikkeling voor sterrenkundige toepassingen vinden we in het zichtbare licht. Als bron voor het kunstmatige signaal gebruikt men lasers (helium/neon en koolstofdioxide). Dankzij een nieuw ontworpen schakelaar (switch) die nodig is om het lokaal opgewekte signaal te mengen met het ontvangen signaal, lukt het in 1969 om metingen te doen bij een golflengte van 0,6 micron. Thijs de Graauw, later Principal Investigator (wetenschappelijk projectleider) voor HIFI (Heterodyne Instrument for the Far Infrared) van ESA’s Herschel-satelliet, is bij dit eerste experiment betrokken. Hij perfectioneert de switchtechniek en daardoor zijn waarnemingen mogelijk bij 3 en 10 micron golflengte: het nabije infrarood. In 1978 is de techniek zover gevorderd dat de eerste submillimeterwaarnemingen mogelijk zijn bij 230 GHz; verder gaan heeft geen zin vanwege de absorptie van de signalen door de atmosfeer.

Voor metingen in het ‘echte’ submillimetergebied is nog een geweldige technische sprong nodig. Allereerst moeten geschikte detectoren worden ontwikkeld. Ze bestaan uit twee laagjes van het metaal niobium, gescheiden door een isolatielaagje (SIS : supergeleider – isolatie – supergeleider). Afgekoeld tot de temperatuur van vloeibaar helium is dit metaal supergeleidend en kan er stroom lopen zonder weerstand. Het isolatielaagje voorkomt dat dit gebeurt maar als er een geschikt foton op het niobium komt, loopt er tóch even een stroompje omdat elektronen door het isolatielaagje kunnen ‘tunnelen’. De detector wordt ook wel eens een SIS-‘tunneljunctie’ genoemd en de werking is een beetje te vergelijken met die van een gewone diode. Voor een goede werking moet het oppervlak van het niobiumplaatje heel klein zijn – in de orde van een vierkante micrometer (een duizendste millimeter), en mag het isolatielaagje maar enkele atomen dik zijn. Voor bepaalde detectoren wordt naast niobium ook gebruikgemaakt van aluminium en titaniumnitride. De gevoeligheid van de detector wordt veel groter als er eigenlijk al continu een stroompje loopt; fotonen uit de ruimte zijn dan goed te meten als kleine rimpeling op de ‘basisstroom’. Deze basisstroom wordt in stand gehouden door het signaal van de local oscillator. Deze laatste vormt het tweede deel van de technische sprong. De bron moet een signaal afgeven van ongeveer 1000 GHz, en wel zo dat het een zuiver harmonisch signaal is dat zeer stabiel van frequentie is. {end-tooltip}

Inzet

Een van de eerste ruimtemissies waarbij gebruik wordt gemaakt van de heterodyne techniek is de Submillimeter Wave Astronomy Satellite (SWAS). Vanaf de lancering op 5 december 1998 tot aan de uitschakeling op 21 juli 2004 neemt deze satelliet submillimetersignalen waar met een frequentie van rond 500 GHz. Deze signalen zijn vooral afkomstig van water en zuurstofmoleculen in interstellaire wolken. De onder Zweedse leiding gebouwde satelliet ODIN (gelanceerd in februari 2001) heeft een detector aan boord die rond de 119 GHz waarnemingen doet.

De tot nu toe belangrijkste ruimtetoepassing van heterodyne techniek is het HIFI-instrument aan boord van ESA’s Herschel-satelliet. De enorme hoofdspiegel van de satelliet, met een doorsnede van ongeveer 3,5 meter, vangt de zwakke signalen uit de ruimte op. Via een tweede spiegel worden de signalen naar het brandpunt geleid. Een vangspiegeltje brengt de submillimeterstraling naar HIFI. Het instrument bevindt zich grotendeels in het diep gekoelde, cryogene deel van de satelliet. Om goede metingen te verkrijgen ‘kijkt’ het instrument afwisselend naar de te onderzoeken bron en een referentiebron – meestal een ‘leeg’ stukje van de hemel maar ook een interne ijkbron.
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: onderzoeksterreinen HIFI{end-link}HIFI is ontworpen met het oog op drie wetenschappelijke onderzoeksterreinen: Waarnemingen van water, op tal van plaatsen in de kringloop tussen sterren en gas in de sterrenstelsels; Waarnemingen van tal van andere moleculen, waaronder grote organische moleculen; Waarnemingen aan geïoniseerd koolstof. Het gaat om een relatief intense lijn die samenhangt met koelingsprocessen van interstellaire wolken. Bijzonder is dat de dopplerverschuiving, als gevolg van de vluchtsnelheid van de sterrenstelsels in het uitdijende heelal, van deze lijn kan worden gemeten over een groot bereik. Daarmee kan informatie worden achterhaald over de gas-ster-kringloop in vroege fasen van het heelal.{end-tooltip}
{tooltip class=tooltip_50jaar}Lees meer: HIFI-metingen{end-link}HIFI doet metingen over het gehele frequentiebereik van 480 tot 1250 GHz en van 1410 – 1910 GHz. De spectrale scherpte is zodanig dat heel fijne details in de spectra kunnen worden gemeten en snelheidsverschillen tussen delen van de gaswolken kunnen worden gemeten van 300 tot 0,03 km/s, afhankelijk van de frequentie die wordt waargenomen. De gevoeligheid voor fotonen ligt vrijwel op de theoretische limiet. HIFI is bovendien in staat om de polarisatie van de submillimeterstraling te meten. Polarisatie zegt iets over het voorkeursvlak waarin de fotonen trillen die we waarnemen. In polarisatiemetingen zit extra informatie over bijvoorbeeld verstrooiing van de straling aan gas en stof. HIFI telst in totaal zeven banden binnen het frequentiebereik waar de detectoren hun werk doen, en dus zijn er ook zeven local oscillators, elk met twee achterliggende mixers voor de beide componenten van de gepolariseerde straling. HIFI behoort tot de meest complexe satellietinstrumenten die ooit onder Nederlandse leiding zijn gebouwd. SRON tekende voor het ontwerp, de samenbouw, enkele detectoren en tests, en leidde een consortium van zo’n 20 partijen, gevestigd in meer dan 10 landen. Over HIFI is een apart venster opgenomen onder de categorie Experimenten.{end-tooltip}

Heterodyne techniek wordt ook toegepast aan boord van NASA’s SOFIA observatorium (Statospheric Observatory for Inrared Astronomy). In het project werkt NASA samen met de Duitse ruimtevaartorganisatie DLR. Een Boeing 747SP is voorzien van een luik in de romp en verder geschikt gemaakt voor het huisvesten van een telescoop met een opening van 2,7 meter. Het observatorium vliegt boven de troposfeer en laat dus de onderste 12 kilometer van de atmosfeer onder zich. Vanaf die hoogte kunnen infraroodwaarnemingen worden gedaan en, in beperkte mate, ook waarnemingen in het submillimetergebied. Dit laatste gebeurt met een Duits instrument, GREAT geheten. Het heeft een bereik van 60 tot 200 micron. De eerste waarnemingen zijn in april 2011 verzameld.

De organisatie European Southern Observatory (ESO) richt een observatorium in voor sterrenkundig onderzoek in het golflengtegebied (0,32 – 3,6 mm, 84 tot 950 GHz) van het verre infrarood en submillimetergolven. Het observatorium heet ALMA (Atacama Large (sub)Millimeter Array) en de wetenschappelijke waarnemingen beginnen in de loop van 2011. Net als in de Herschel-satelliet bevinden de heterodyne-ontvangers zich in een soort thermosfles gevuld met vloeibaar helium, gekoeld tot 4 Kelvin. SRON is met de Nederlandse Onderzoeksschool Voor Astronomie (NOVA) betrokken bij het toepassen van de HIFI-technologie in de instrumentatie van ALMA. Uiteindelijk zijn zo’n 1000 detectors nodig voor het observatorium, dat bestaat uit 66 aparte antennes die elektronisch met elkaar worden gecombineerd tot één telescoop.