Ett radioteleskop kommer sällan ensamt

Skriven av

Världsrymden ser inte alls ut som den ser ut att se ut. Våra ögon är väldigt begränsade och ser bara ett väldigt smalt våglängdsband. Det kunde vara tillräckligt förr när vi skulle leta morötter och försvara oss mot mammutar, men det är helt otillräckligt för studier av världsrymden.

Som tur är kommer tekniken till vår hjälp.

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

Här får du 52.900 tecken ren teknikglädje! Ta med i säng och läs.

Onsala rymdobservatorium (Onsala Space Observatory, OSO) är en del av Chalmers institution för rymd-, geo- och miljövetenskap. I Onsala, 45 kilometer söder om Göteborg, finns flera radioteleskop för astronomi och geodesi. Den svenska nationella anläggningen för radioastronomi förser forskare med utrustning för att studera Jorden och resten av universum.

Observationstiden vid de flesta av teleskopen fördelas av särskilda programkommittéer som bedömer det vetenskapliga värdet av inkomna projektförslag. Många utomstående forskare, både från Sverige och utlandet, använder observatoriets resurser och bor under vistelsen oftast på observatoriet.

Men OSO är inte ensamt ute på sin udde ute i Göteborgs skärgård, utan har ett mycket tätt samarbete med många andra radioobservatorier i världen, i Europa, USA, Sydamerika, Kina, Nya Zeeland, Japan, Sydkorea, Sydafrika, Chile, Ryssland och på Sydpolen. De arbetar tillsammans för att skapa en tydligare bild av universums radiohimmel och bland annat förstå kontinentaldriften, landhöjningen och Jordens rotation ned på centimeternivå idag och på sikt ned på millimeternivå. Med hjälp av atomklockor och knepig programvara kan man låta alla radioteleskop samverka och skapa mycket detaljrika bilder, så kallad långbasinterferometri (VLBI, Very Long Base Interferometry).

OSO deltar i flera internationella radioastronomiska projekt, som EVN (European VLBI Network), ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) och SKA (Square Kilometre Array) som alla innebär sammankoppling av ett antal radioteleskop.

Samverkan kräver dessutom avancerad datorteknik, optiska nätverk, kryogeniskt kylda mottagare, A/D-omvandlare på 32 gigasample per sekund och hårddiskarrayer kring en petabyte.

Innehåll

Denna artikel är omfattande och behandlar flera sammanhängande teknikområden, vilka dock måste avhandlas i turordning, nämligen:

  1. Grundläggande om radioastronomi, enheter, storheter och berömdheter
  2. Radiospektrum – vad strålar var? Om rymdens strålning, var den kommer ifrån, samt problemet med störningar
  3. Exempel på radiouniversum med en samling förklarade astronomiska bilder
  4. Observatoriets teleskop är en sammanfattning av den imponerande maskinparken
  5. Datornätverket beskrivs, med olika typer av maskinvara
  6. Geodesi eller jordforskning
  7. VLBI, radio med millimeternoggrannhet, ett knepigt koncept
  8. Utvecklingsverksamhet och historik
  9. Nytt och krytt från rymden: Event Horizon Telescope

 

1. Grundläggande radioastronomi

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

En skillnad mot optisk astronomi är att det går lika bra att göra radioastronomiska observationer på dagen som på natten och det spelar ingen roll om det är molnigt. Åtminstone vid långa våglängder. Astronomi vid millimetervåglängder gör sig bäst i en högt belägen öken (Atacama) eftersom vattnet i atmosfären absorberar radiovågor i frekvensområdet över 3 GHz. Radioastronomerna är mindre glada, medan vi civilister gillar absorptionsfenomenet och använder det gärna i mikrovågsugnar där vi låter mikrovågor vid 2,4 GHz absorberas av vattnet i maten och omvandlas till värme.

Radioastronomerna har det inte lätt. De ska lyssna på världsrymdens mikrovågor härifrån Jorden, som surrar av störningar och egenproducerat brus i alla tänkbara våglängder. Den enda radikala lösningen vore att bygga radioteleskop på Månens baksida, så långt bort från den bråkiga Jorden som möjligt, men det har vi inte teknik till, ännu.

Vad är det som bråkar och bullrar på radio? Allt, faktiskt. Allt som är varmare än absoluta nollpunkten –273,16°C brusar i mikrovågsbanden. Ju varmare, desto mera brusar det. Eftersom nästan ingenting i universum kan vara kallare än den kosmiska bakgrundsstrålningen 2,725 kelvin (–270,44°C) så brusar allt. Radioastronomernas svåraste uppgift är att bli av med bruset från vår närmaste omgivning, Jorden och människorna, för att inte tala om vår stora brusgenerator Solen. Bland annat därför behöver man så enorma riktantenner som håller undan bruset från sidorna.

Det du hör som brusar i en FM-radio är huvudsakligen radion själv. Den är 300K varm och då dominerar det termiska bruset i radions egna komponenter. Dessutom hör du allt möjligt annat, som närbelägna datorer, plasma-TV, switchade nätaggregat och annan elektrisk utrustning, men även en del av världsrymden, kanske främst Solen. De radioastronomiska mottagarna drabbas också av termiskt brus. De måste därför kylas till kryogeniska temperaturer, omkring 20K eller rent av göras supraledande.

Rymd-ord: ljusår, bågsekunder och jansky

Ljusår

Ett ljusår är den sträcka ljuset når på ett år i rymdens vakuum, cirka 9461 miljarder kilometer. Det är ett bekvämt sätt att mäta avstånd i rymden. För att få något perspektiv på begreppet ljusår bör man känna till att vårt solsystems Oortmoln är 0,8 ljusår och att avståndet till vår närmaste stjärna, Proxima Centauri är 4,2 ljusår. Avståndet från Jorden till Månen är ~1,28 ljussekunder, till Solen är det drygt 8 ljusminuter och till Mars är det 20 ljusminuter.

Oortmoln

Alla solsystem bildas ur moln av stoft och gas som dragit ihop sig av sin egen gravitation bara för att det råkat finnas tillräckligt mycket stoft och gas på ett och samma ställe. En ren slump, alltså. När molnet dragit ihop sig tillräckligt och centralstjärnan tänts, blir det rester kvar längst ut, som inte ”kom med”. Det är Oortmolnet. Begreppet uppkallades efter holländaren Jan Hendrik Oort (1900-1992) som var med om att föreslå just detta. Dessutom klurade han på den mörka materian.

Kelvin

Det är obekvämt att använda celsiusgrader i astronomiska sammanhang, eftersom det mesta i universum har en temperatur nära absoluta nollpunkten, –273,16 grader Celsius. Istället använder man kelvingrader med 0 kelvin vid absoluta nollpunkten. I stort sett hela universum ligger kring 3K med några få ljusstarka punkter här och var på 10.000-100.000K, nämligen stjärnorna. Galaxerna lyser varmt och fint när man ser dem, men de är mest tomrum på 3K. Månens yta håller en medeltemperatur på omkring 220K medan de ständigt mörka kratrarna är mellan 26-35K.

Enheten uppkallades efter den brittiske matematikern och fysikern William Thomson Kelvin (1824-1907).

Jansky

Bild: NRAO

Strålningen från olika objekt i universum når oss med en viss brusflödestäthet som mäts i Jansky (Jy), uppkallad efter radioastronomins fader Karl Guthe Jansky (1905-1950). En Jy är 10-26watt/m²/Hz och kan beskrivas som objektets ”styrka” inom ett visst våglängdsband. Det är en mycket liten enhet, men lämpligt anpassad till radioastronomin. Solen är naturligtvis starkast och ligger på 108 Jy, Cassiopeja-A och Cygnus-A är 104 Jy, Krabbnebulosan 103 Jy, Andromedagalaxen 500 Jy. Svaga himmelsobjekt kan hamna på 0,00001 Jy.

Bågsekund

En bågminut. Dela med sextio så får du en bågsekund.

Enheten för ett teleskops upplösning på himlen, alltså hur stor en pixel är, eller ett himmelsobjekts utsträckning kallas vinkelstorlek och mäts i grader. En grad är en stor enhet och bågminuter (1/60 grad, arc minute) eller bågsekunder (1/3600 grad, arc second) är bekvämare att använda.

Månen har en skenbar diameter på 31 bågminuter (31’), det vill säga en halv grad (0,5°) sedd från Jorden. En bågsekund (1”) är storleken av en enkrona sedd på 5 kilometers håll, medan en millibågsekund (0”001) är bättre att använda när man vill beskriva stjärnors egenrörelser, eller storleken av en astronaut på Månen. Vid VLBI är upplösningen fantastisk och det gäller att sikta ordentligt. Typisk upplösning är 26 mikrobågsekunder (0”000026). Det är ungefär den upplösning som behövs för att kunna se en golfboll på Månen eller ett svart hål i Vintergatans centrum.

Flera exempel: https://lco.global/spacebook/using-angles-describe-positions-and-apparent-sizes-objects/

 

2. Radiospektrum – vad strålar var?

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

Universum strålar emot oss på alla elektromagnetiska frekvenser, från kortvågsradio och upp till hård röntgenstrålning. Det svåra för oss är att höra och se källorna genom alla våra egna störningar och atmosfärens spärrande vattenånga. Om man riktar in sig på radioastronomi kan man dela in radiokällorna i bredbandiga och smalbandiga.

Diagram: Städje

Radiostrålningen som radioastronomerna observerar, kommer bland annat från atomer och molekyler i kalla gasmoln och stjärnhöljen och från gigantiska moln av elektroner (solvind) som rör sig i kosmiska magnetfält. Strålningen kan också komma från tidernas begynnelse, precis efter att universum skapades i Big Bang.

Strålningens uppkomst

Den kosmiska radiostrålningen uppkommer huvudsakligen på tre olika sätt. Termisk radiostrålning kommer från gas som innehåller laddade partiklar, till exempel elektroner och protoner. När elektronerna passerar nära protonerna sänds radiostrålning ut (exempel: solvinden). I övrigt kommer termisk strålning från vilken kropp som helst, bara den är varm (på Jorden brukar vi studera det med värmekameror http://www.teknikaliteter.se/2018/03/23/flir-hetare-finns-inte/). Synkrotronstrålning alstras när elektroner rör sig nära ljushastigheten i spiralbanor runt magnetfält (som vid Jupiter). Termisk strålning och synkrotronstrålning kallas tillsammans för kontinuumstrålning eftersom strålningen uppträder kontinuerligt över ett brett frekvensområde. Den tredje typen av strålning kallas för spektrallinjestrålning eftersom den är koncentrerad till vissa bestämda frekvenser (spektrallinjer). Den kommer från atomer och molekyler och frekvensen beror på vilken atom eller molekyl som sände ut den. Det kan man använda för att bestämma vilka ämnen som finns i gasmoln på miljoner eller miljarder ljusårs avstånd. Totalt har man hittat över hundra olika molekyler i universum, molekyler som i de flesta fall utgör livets byggstenar.

Radioastronomin föddes i och med att den Bell Telephone Laboratories-anställde Karl Jansky fick i uppdrag att undersöka om det fanns störkällor som kunde förhindra kommersiell kortvågstrafik över Atlanten. Han provade på 20,3 MHz och utöver alla åskväder hittade han år 1931 dessutom en stadig bruskälla, som dock inte var jordisk utan visade sig komma från området Skytten från Vintergatan. Numera vet vi att Skytten (i fortsättningen Sagittarius) döljer det svarta hålet i Vintergatans mitt.

Nobelpriset i fysik hänger på väggen i Arecibos besökscentrum. Bild: Städje.

Radioastronomin var etablerad och klar 1974 när Joseph Hooton Taylor och Russell Alan Hulse jobbade vid Areciboteleskopet med att samla in data om pulsarer. De kom att upptäcka den första binära pulsaren PSR B1913+16 som består av en pulsar och mörk stjärna, en neutronstjärna. För detta fick de båda nobelpriset i fysik 1993 med motiveringen ”för upptäckten av en ny typ av pulsar, vilket givit studiet av gravitationen nya möjligheter” (https://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1993/press.html).

OSO fick sin första och största antenn, 25-metersantennen år 1963 och sedan dess har man byggt vidare och täcker nu det mesta av radiobanden (gula rektanglar i diagrammet) som är lyssningsbara utan att störas för mycket av jordiska sändare (röda rektanglar i diagrammet). Andra radioteleskop Jorden runt hanterar liknande eller andra frekvensband. Diagrammet ovan visar bara ett av dem, nämligen ALMA (Atacama Large Millimetre Array) i Chile, som OSO är inblandad i (ljusblå rektangel).

Radioastronomerna täcker i stort sett hela radiospektrum från 10 MHz till 1 THz. Ännu högre frekvenser kallas för långvågigt infrarött och faller delvis utanför radioastronomin.

Spektrallinjer

De grå linjerna i diagrammet visar ett litet urval av de viktiga spektrallinjerna som astronomerna spanar efter för att leta efter förekomsten av livets byggstenar i universum. Det finns betydligt många fler. Vatten, koloxid, olika kolväten, ammoniak, syre och väte är populära indikatorer och de återfinns i alla galaxer, runt alla stjärnor och i nebulosorna som är begynnelsen till alla solsystem.

Väte

En av de viktigaste atomerna i universum är väte, som i stort sett alla andra atomer byggts upp av. Neutralt väte (icke joniserat) strålar vid 1.420.405.751,7667 hertz eller enklare uttryckt 1,42 GHz. Våglängden är 21,106 centimeter varför denna spektrallinje brukar kallas 21-centimeterslinjen. Genom att kartera förekomsten av neutralt väte i universum kan man till exempel bygga upp en bild av Vintergatan och andra galaxer. Vätets förmåga att stråla vid en exakt frekvens användas också i vätemasern, en mycket exakt typ av atomklocka. Vid sökningen efter utomjordiskt liv (SETI) har man antagit att andra intelligenser i Universum också känner till detta och kanske eventuellt använder sig av denna frekvens till att sända meddelanden. Se mera nedan.

Masrar

En mycket speciell spektralkälla är de kosmiska masrarna. MASER betyder Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation. Ett moln av ett bestämt ämne, som väte, vattenånga eller koloxid kan exciteras (hetsas upp) av en intilliggande stjärna eller strålningen i rymden och börja emittera egen mikrovågsstrålning på ett mycket ordnat sätt inom ett mycket smalt våglängdsband, på samma sätt som en laser gör. Strålningen ”startar” en mindre mängd gas som i sin tur börjar stråla. Den strålningen stimulerar gasen runt omkring, som i sin tur stimulerar ännu mera gas. Resultatet är intensiv, smalbandig strålning som kan observeras som en mycket liten punkt i universum, företrädesvis i gasmoln intill nybildade stjärnor. Se mera i texten ”En stjärna föds” om nebulosan W75N nedan.

Dopplerförskjutningen

Ytterligare en komplikation tillkommer, nämligen dopplerförskjutningen. Ju längre bort från oss som radiokällorna befinner sig, desto lägre synes deras frekvens för jordiska teleskop, på grund av den dopplerförskjutning som uppstår och ökar i det allt snabbare expanderande universum. Väte strålar på 1,42 GHz i vår Vintergata, men väte som strålar från de galaxer som uppstod strax efter Big Bang och nu befinner sig på 13 miljarder ljusårs avstånd från oss, har rödförskjutits så kraftigt att det för oss synes stråla i bandet 120-240 MHz. Se mera nedan i stycket om LOFAR. Denna intressanta ”komplikation” används för att avgöra hur långt borta strålkällan är. Eftersom spektrallinjerna är kända, undersöker man hur långt de rödförskjutits och kan på så sätt avgöra avståndet till strålkällan och skilja olika strålkällor från varandra.

Men det kommer mer

Diagrammet ovan visar bara ett litet urval av de typer av radiokällor som finns på radiohimlen. Ett exempel på detta är observationen av radiokällan DR21 i stjärnbilden Cygnus, som redovisas längre ned i artikeln.

Fullt så upphetsande ser det inte ut om man tittar på ett typiskt spektrum i realtid.

Bild: Städje

Här avbildas rymdens brus på en spektrumanalysator. Inte särskilt upphetsande. Detta är kontinuumstrålning mellan 3,7 och 3,9 GHz.

http://www.eso.org/public/sweden/teles-instr/alma/receiver-bands/

Störningar i Göteborgs skärgård

Bild: Städje

Radioastronomerna kämpar mot en hel armé av störkällor. När man närmar sig OSO, möts man av en vägbom med dubbel funktion. Dels ska den hålla obehöriga ute och dels ska den hålla radiostörningar borta. Det går emellertid bra att avtala tid om ett besök. Astronomerna tycker det är trevligt när vetenskapssugna kommer och hälsar på. Järnvägsrälsen i bakgrunden är en färist som ska hålla får och andra vilda djur ute från området. Observatorieområdet är skyddat enligt Lagen om skydd för störningskänslig forskning och det är förbjudet för obehöriga att vistas där.

På denna plats måste man stänga av mobiltelefonen och bortom bommen är det inte tillåtet att andvända Wifi eller andra trådlösa nätverk. Alla datorer på observatorieområdet är anslutna med ledningsbundet Ethernet. Men OSO har givetvis fortfarande problem med fartygsradar och liknande, som det inte går att göra något åt. Där hjälper bara ordentliga riktantenner.

 

3. Exempel på radiouniversum

Vad är det radioastronomerna tittar på? Det är allt från hela universum, till mycket, mycket små fläckar i storlek med en planet. Jag skriver “tittar” för det är ingen som lyssnar. Det hålls de bara med på film.

Alltings ursprung

Så här ser den kosmiska bakgrundsstrålningen på 2,725K ut, alltså de kylslagna resterna av Big Bang. Det var satelliten WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) som fångade upp bilden med sitt dubbla radioteleskop under åren 2001-2010. Mottagaren lyssnade vid 22, 30, 40, 60 och 90 GHz och var kyld till 95K. Rymden sveptes av genom att satelliten, och därigenom antennerna, roterade ett varv på 2,2 minuter och i övrigt vred sig så att 30% av hela himlen kunde avlyssnas varje dag.

Strålningsbakgrunden från universums yttersta och äldsta hörn är tämligen jämn. Skillnaden mellan de mörkblå och gula områdena är bara 0,2 mK (2,7251K–2,7249K). Under de nio år mätningen pågick kunde satelliten inte vara nära Jorden utan fick vistas i Lagrangepunkt 2, 1,5 miljoner kilometer från bråkiga Jorden och ständigt bortvänd från Solen.

Men vänta nu, det är något fel på den här bilden! Kalle Ankas fotografiska expedition?? Nej, men Vintergatan saknas. Den har subtraherats från den ursprungliga bilden, så att bara bakgrunden finns kvar.

Flera snygga bilder finns på https://en.wikipedia.org/wiki/Wilkinson_Microwave_Anisotropy_Probe och https://wmap.gsfc.nasa.gov/

Chromoscope visar Vintergatan

Här har du istället Vintergatan i nästan hela sin prydno, i flera våglängdsband.

Vintergatan i millimetervåglängder. Bild: Satelliten Planck, ESA/ LFI & HFI Consortia

Du kan bedriva lite egen radioastronomi på Internet genom att titta på färdiga bilder av Vintergatan i olika våglängder. De ljusa fälten i bilden består av gas i Vintergatan som kanske en gång ska bilda nya solsystem. Och när du använder Chromoscope ska du särskilt notera att Vintergatan ser helt annorlunda ut i synligt ljus och i röntgen. Det är faktiskt bara något fåtal strålkällor som finnas med i samtliga våglängdsband. En av dem är Sagittarius A*, det svarta hålet i Vintergatans mitt. Sämst är vyn faktiskt i synligt ljus, det som våra fattiga ögon kan se, mest på grund av enorma mängder damm och stoft som ligger ivägen.

Området Cygnus (Svanen), som diskuteras härnäst, har hamnat utanför vänsterkanten i bilden.

Titta mer på http://www.chromoscope.net/ och bestäm själv våglängdsband.

DR21 i Cygnus

Låt oss zooma in på stjärnbilden Svanen, eller Cygnus. Det är ett av de ljusstarkaste områdena i Vintergatan. I Cygnus är det fart och fläkt!

Bilder Delvis ESA, Spitzerbilder från NASA, diagrammet från OSO.

På 6000 ljusårs avstånd från Jorden finns en radiokälla kallad DR21 vars mikrovågsstrålning avslöjar att där både finns formaldehyd, ammoniak, vatten och koloxid. DR21 innehåller komplexa mönster av stoft och gas som lyser i infrarött ljus tack vare organiska ämnen kallade polycykliska aromatiska kolväten (se diagrammet). Området innehåller ungefär 2900 stjärnor och stjärnor nybildas i en rasande takt ur stoft- och gasmolnet, vilket alltså gör området till en av de starkaste strålarna i Vintergatan. Spektrumet ovan är taget mellan 84-88 GHz och visar spektrallinjer från molekyler i ett stjärnbildningsområde kallat DR21(OH) i stjärnbilden Svanen.

Cygnus A

Bild: NRAO/AUI

Radiogalaxen Cygnus A på 600 miljoner ljusårs avstånd från Jorden är en av de starkaste radiokällorna på himlen. Från det supermassiva svarta hålet i den aktiva galaxkärnan i mitten, med en massa överstigande en miljard solmassor, som knappt syns i bilden, skjuter två jetstrålar av snabba partiklar ut och hettar upp gasen i rymden runt omkring och ger upphov till två stora radiolober, cirka 300.000 ljusår från varandra. Observationen är gjord på 5 GHz med Very Large Array i Arizonaöknen i USA. Strålningen från loberna är omkring 10.000 Jy, medan energin från strålen som ger upphov till dem kan mätas till 0,0001 Jy.

Mer finns här: https://newhumanist.org.uk/articles/2528/cosmic-accelerator

En stjärna föds i Cygnus

Den nyfödda W75N(B)-VLA 2. Bild: Wolfgang Steffen, UNAM

Betrakta de båda bilderna ovan. En slags blå plupp som sticker upp ur ett moln. Det är två mätningar gjorda med 18 års mellanrum. Det hela sker i stjärnbilden Svanen och W75N befinner sig på 4200 ljusårs avstånd från Jorden.

Det gula är en bild i synligt ljus av det stoftmoln (som i vårt solsystem kallas Oortmoln) som om någon miljon år ska bli ett solsystem och det blå visar den joniserade stjärnvinden som blåser ut från den stjärna (protostjärna) som håller på att tändas i systemets mitt. Stjärnvinden blåser inte med ljushastigheten. Därför har den inte hunnit längre än cirka ett halvt ljusår på 18 år. Det radioastronomerna detekterat är den radiostrålning som uppkommer när stjärnvindens laddade partiklar bråkar med gasen och stoftet i det nyblivna solsystemet.

Av det mikrovågsspektrum som uppstår som sekundärstrålning kan man avgöra vilka ämnen som joniserats. Det blå området visar på kontinuerlig radiostrålning mellan 4 och 48 GHz, medan de gula små punkterna i solvindens gränstrakter är vattenmasrar, alltså områden av ytterligt förtunnad vattenånga som stimuleras av strålningen från protostjärnan och avger stimulerad strålning av hög intensitet på 22 GHz. Vatten- och metanol-masrar är tämligen vanliga i områden där stjärnor nybildas.

Alla solsystem bildas ur moln av stoft och damm. Vårt solsystems Oortmoln råkar vara cirka 0,8 ljusår i diameter.

Läs mer om astrofysiska masrar: https://en.wikipedia.org/wiki/Astrophysical_maser

ALMA ser stor smäll i Orion

Ett annat område med häftig aktivitet är Orion (OMC, Orion Molecular Cloud), till höger i Vintergatan.

Bild: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Bally/H. Drass et al.

Pang! Eller, det har nog inte låtit något alls när två unga stjärnor kolliderade i stjärnbilden Orion, på 1350 ljusårs avstånd från Jorden. Själva explosionen (OMC-1) uppfattades av ALMA-teleskopet på 216-233 GHz medan bakgrundsbildens stjärnor är en vanlig infraröd astronomisk bild som lagts in efteråt som referens. ALMA ser den heta gasen, huvudsakligen koloxid som omgav stjärnorna, när den kastas utåt från explosionen i 150 km/s.

Mera gottegott finns här: https://www.eso.org/public/sweden/news/eso1711/

Ammoniak i Orion

Bild: R. Friesen, Dunlap Institute; J. Pineda, MPE; GBO/AUI/NSF & NASA/JPL-Caltech/UCLA

Orionnebulosan är på gång igen! Green Bank Telescope har i en stor undersökningsserie kallad Green Bank Ammonia Survey tittat i ett smalt band kring 23,6 GHz och sett det 50 ljusår långa orange bandet som är förekomsten av kosmisk ammoniak. Det är i sådana långa band av gas som nya stjärnor bildas när gasen kollapsar under sin egen gravitation. Naturligtvis är bandet inte orange i verkligheten. Det är falskfärgat för att kunna skiljas från den bakomliggande optiska bilden av nebulosan.

Läs mer om ammoniakbandet: https://greenbankobservatory.org/gbt-captures-orion-blazing-bright-radio-light/

Kvasarer

Kvasarer (eller quasi-stellar radio source, quasar) är oerhört starka radiostrålare. Kvasarer avger enorma mängder elektromagnetisk strålning, från långa radiovågor till kortvågig gammastrålning. Det är inte ovanligt för en enskild kvasar att utstråla energi motsvarande flera hundra vanliga galaxer.

Så här tänker sig en konstnär att ackretionsskivan kring kvasaren ULAS J1120+0641 kan ha sett ut när den var aktiv. Hur den ser ut idag är det ingen som vet. Bild: ESO/M. Kornmesser.

De allra flesta kvasarer uppstod för omkring 10 miljarder år sedan och kvasaren i bilden ovan antas ha uppstått när universum vara endast 690 miljoner år, alltså för ungefär 13 miljarder år sedan. I vilket fall som helst är strålningen oerhört stark, ungefär 6,3×1013 gånger Solens utmatade energi, eftersom kraftkällan är ett supermassivt svart hål med en massa av ungefär två miljarder gånger Solens massa. Vissa kvasarer är oerhört stabila strålkällor, de flyttar inte på sig och används därför som fyrar för geodesiska mätningar.

Om kvasarer: https://en.wikipedia.org/wiki/Quasar
Om ULAS J1120: https://en.wikipedia.org/wiki/ULAS_J1120%2B0641

Hur gör man en radioastronomisk 2D-bild?

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

Ett vanligt radioteleskop ger bara en pixel. Det finns bara en dipol nere i matarhornet och bara en mottagare. För att bygga upp en tvådimensionell bild måste man svepa teleskopet fram och tillbaka över himlen. I fallet VLBI måste alla inblandade teleskop givetvis svepa över himlen synkront så att alla teleskopens utvunna brus kommer från samma punkt (-er) på himlen, uppmätta samtidigt, eftersom man räknar och tidsstämplar varje elektromagnetisk svängning.

För geodesi räcker det (!) emellertid med att sikta rakt på en radiokälla och spela in bruset. Geodetikerna är inte intresserade av snygga stjärnbilder utan vill bara ha strömmar av brus att korrelera, så att de kan få exakta uppgifter om avstånden mellan teleskopen och därmed kunna räkna fram hur Jorden formförändras. Eventuellt kan detta komma att ändras i framtiden då geodesin vandrar uppåt i frekvens. Då kan även objektens form bli av betydelse.

Det kan ta en till fem minuter att utvinna en pixel och upp till ett par år att utvinna en bild av hela himlens bakgrundsstrålning, som i fallet med WMAP-satelliten som karterade det tidiga universum (se ovan).

Vid Areciboteleskopet, som är så stort att det ligger fast förankrat i en stor grop i marken, löser man det enkelt genom att vänta medan Jorden roterar.

 

4. Observatoriets teleskop

OSO har fyra radioteleskop för mikrovågor och två för längre våglängder.

Bild: Onsala rymdobservatorium/Magnus Thomasson

Namn: 25-metersteleskopet
Byggnadsår: 1963-64
Diameter: 25,6 meter
Huvudsaklig användning: Astronomi
Gränsfrekvenser: 1-7,5 GHz
Upplösning: λ 18 cm (1800 bågsekunder), λ 6 cm (600 bågsekunder)
Typ av mottagare: heliumkyld maser
Polarisation: RCP, LCP
Egen brustemperatur: λ 18 cm (330 Jy), λ 6 cm (500 Jy)
Vridningshastighet: ca 16 grader/minut

OSOs praktpjäs är 25-metersteleskopet, som byggdes 1963-64. Det klarar frekvenser mellan 1–7,5 GHz, väger 100 ton och var ett av de första teleskopen i världen att delta i VLBI-samarbete, nämligen i april 1968. Teleskopet är utrustat med ultrakänsliga maserförstärkare, kylda med flytande helium till en temperatur av endast några grader över den absoluta nollpunkten och är bland världens känsligaste radioteleskop.

Runt omkring på marken står diverse andra instrument för geofysiska observationer.

Bild: Städje

En närbild av 25-metersteleskopet. Sekundärreflektorn är den mörkgrå, runda plattan längst ute i strukturen. Den reflekterar in radiovågorna till tratten i mitten. Det är matarhornet som leder in strålarna i mottagaren, som befinner sig i den vita, koniska behållaren.

Mera godis finns här: http://www.chalmers.se/en/researchinfrastructure/oso/radio-astronomy/25m/Pages/default.aspx

Bild: Städje

Namn: 20-metersteleskopet
Byggnadsår: 1975-76
Diameter: 20 meter
Huvudsaklig användning: Geodesi, astronomi, VLBI
Gränsfrekvenser: 2-116 GHz
Upplösning: λ 14 mm (157 bågsekunder), λ 2,6 mm (33 bågsekunder)
Typ av mottagare: heliumkyld maser
Polarisation: RCP, LCP
Egen brustemperatur: ????
Vridningshastighet: ????

Anledningen till att 20-metersteleskopet måste vara inomhus i en radom är att det måste skyddas från vinden så att det pekar rätt även när det blåser, samt att dess yta måste förbli mycket slät (140–220 μm) och måttriktig eftersom teleskopet används från 2 och upp till 116 GHz. En våglängd vid 116 GHz är 2,58 millimeter och reflektorns yta ska helst bara uppvisa felaktigheter som bara är en bråkdel av detta. Du ser hur ytan stöds upp av ett omfattande fackverk. Lilla minsta vindpust som förvränger reflektorns yta innebär katastrof för riktverkan, för att inte tala om vad snö kan åstadkomma.

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

Radomen är sammansatt av 620 triangulära paneler, bestående av 0,9 mm tjock glasfiberarmerad plast, inspända i aluminiumramar och hopbultade till ett styvt, självbärande fackverk som klarar vindstyrkor upp till 65 m/s. Plastmaterialet släpper igenom cirka 90 procent av den infallande radiostrålningen. Bilden ovan visar ett skede när radomen höll på att ersättas år 2014. Först lyftes kalotten på toppen av. Den väger 20 ton och består av 50 trianglar. Därefter bytte man helt enkelt triangel för triangel.

Mera godis finns här: http://www.chalmers.se/en/researchinfrastructure/oso/radio-astronomy/20m/Pages/default.aspx

Bild: Städje

Namn: Onsalas tvillingteleskop
Byggnadsår: 2017
Diameter: 13,2 meter
Huvudsaklig användning: Geodesi
Gränsfrekvenser: 2-18 GHz
Upplösning: ????
Typ av mottagare: heliumkyld maser
Polarisation: RCP, LCP
Egen brustemperatur: ????
Vridningshastighet: 1 varv på 30 sekunder

Bilden ovan visar det ena av de två tvillingteleskopen. Reflektorns diameter är 13,2 meter och teleskopen används för geodesi i bandet mellan 2-18 GHz. Geodesi innebär mätning av många himmelsobjekt per dygn och för att kunna beta av en omfattande lista är teleskopet mycket snabbrörligt. Det kan rotera ett varv på 30 sekunder. Anledningen till att man har två likadana teleskop är inte primärt för att man ska kunna jämföra mätningarna eller för att man ska kunna simulera ett större teleskop, utan för att man ska hinna med ännu flera oberoende mätningar per dygn.

Namn: LOFAR station SE607
Byggnadsår: 2011
Diameter: 61 resp. 56 meter
Delantenner: 192
Huvudsaklig användning: Astronomi
Gränsfrekvenser: 10-80 resp. 120-240 MHz
Upplösning: ????
Typ av mottagare: 192 st i rumstemperatur
Polarisation: RCP, LCP
Egen brustemperatur: ????
Vridningshastighet: programvarustyrd lob

LOFAR (Low-Frequency Array) är en stor internationell organisation, där Onsala bara är en del. Observatoriets station i teleskopet LOFAR ser ut som stora kvadrater på marken. Det svarta är basplattor respektive skydd för två olika typer av korsade dipoler i två uppställningar. LBA (Low Bandwidth Array) borterst i bild används för frekvenserna 10-80 MHz, medan HBA (High-Bandwidth Array) närmast hanterar frekvenserna 120-240 MHz.

En av avsikterna med LOFAR – åtminstone dess centrala delar – är att se spår av de första stjärnor och galaxer som uppstod så tidigt som bara ett par hundra miljoner år efter att universum bildades i Big Bang, i slutet av det vi kallar ”the dark ages”. Dessa galaxers strålning från neutralt väte på 1,42 GHz har på grund av dopplerskiftet från 13 miljarder ljusårs avstånd hamnat inom LOFARs passband. Dessutom kan LOFAR med hjälp av alla dess internationella stationer visa pulsarer, synkrotronstrålning från jupiter-lika planeter med kraftigt magnetfält och utvinna kartor över solvinden i vårt solsystem. Vår egen Jupiter strålar tillräckligt mellan 127–172 MHz för att vara direkt ”synlig” med HBA från Jorden.

Två sekunder rått, okorrelerat LOFAR-data sparas alltid på hårddiskar varefter det slängs om ingen behöver det. Skulle till exempel ett robotteleskop upptäcka något intressant på himlen, har man en två sekunders buffert som kan tas undan och analyseras i efterhand.

Läs mer om LOFAR: https://en.wikipedia.org/wiki/LOFAR

Det fanns planer på ytterligare kortvågsteleskop i Sverige, nämligen LOIS, som numera är skrinlagda. Principerna för matrisantenner gäller emellertid fortfarande: https://techworld.idg.se/2.2524/1.337064/tumlande-radiovagor-andrar-bilden-av-universum

Utöver dessa, finns två mindre teleskop för studentbruk, kallade SALSA (“Such a lovely small antenna” eller “Sicken Attans Liten Söt Antenn”). De håller inte alls samma upplösning som OSOs stora teleskop, men är å andra sidan fritt tillgängliga och kan riktas via Internet.

 

5. Nätverket

Bild: Städje

Så här är OSO kopplat. De datainsamlande enheterna, teleskopen, syns längst upp. De fyra till vänster arbetar i mikrovågsbanden och har två mottagare vardera, en för högervriden (RCP, moturs) och en för vänstervriden (LCP, medurs) cirkulär polarisation. De två till höger, LOFAR, arbetar i UHF- och VHF-banden och är av typen syntetisk apertur som kan riktas hur som helst och kan ta emot vilken polarisation som helst. Varje delantenn i LOFAR-matrisen har egna mottagare. Vad som kommer ur LOFAR är helt och hållet en sak som beror på algoritmerna i efterföljande databehandling. LOFAR ser hela himlen på en gång och antennlobens utformning och riktning är en programvarusak.

De analoga signalerna från mottagarna digitaliseras i A/D-omvandlare som klockas och tidsstämplas av atomklockor med mycket hög noggrannhet. Mikrovågsteleskopens signaler A/D-omvandlas och tidsstämplas med en vätemaser med noggrannhet kring 10-16 medan LOFAR-teleskopen har en egen rubidiumklocka med noggrannhet kring 10-10. Allt digitaliserat data mellanlagras på hårddiskar och data sparas för lokal bearbetning på OSOs kontorsnätverk. Innan infångat data vandrar ut på världsnäten, mellanlagras det i en diskcache på 1,1 petabyte. Det är några byte!

Datorn märkt Kontrollrum används för styrning av mikrovågsantennernas riktning och frekvensval. Det är inget man sitter och kör för hand med joystick, utan en noggrant schemalagd körplan, utformad efter forskares ansökningar om observationstid, inlämnade långt i förväg.

Radioastronomen behöver inte nödvändigtvis befinna sig i Onsala utan kan lika väl vara någon annan stans i världen och arbeta via olika forskningsnät. Denne blir då en fjärrobservatör.

Allt data som ska korreleras enligt VLBI-principen går vidare till korrelatorn, en superdator som finns hos Joint Institute for VLBI in Europe (JIVE) i Holland. Till samma superdator flyter noga tidsstämplat data in från Lettland, Tyskland, England, osv till Puerto Rico och Sydpolen. Alla dessa organisationer är dessutom medlemmar i EVN, European VLBI Network. Resultatet av korreleringen är sk fringes (interferensfransar) som talar om hur väl de olika teleskopens observationer stämmer överens och var teleskopen befinner sig i förhållande till varandra. Av flera sådana observationer under längre tid kan man avgöra hur teleskopen förflyttas i förhållande till varandra, vilket också ger ett mått på kontinentalförskjutningen.

Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

OSO använder sig inte bara av GPS utan av GNSS, Global Navigation Satellite System som är en övergripande beteckning för alla satellitbaserade navigationssystem, där GPS bara är ett, Glonass ett annat och ESAs kommande Galileo ett tredje. GNSS-mottagarna, det finns flera stycken, anger OSOs plats på Jorden med stor noggrannhet och tillsammans med de mer exakta radioastronomiska geodesimätningarna ger möjlighet att studera atmosfären och annat som påverkar signalernas färd från rymden. En dubbelmottagare mäter havsnivån. Ytterligare en havsnivåmätare, supermareografen, rapporterar direkt till SMHIs observationsnätverk för havsnivå. Seismometern rapporterar eventuella jordskalv till Institutionen för geovetenskap vid Uppsala Universitet, via SNSN, deras nationella nät för seismiska mätningar. Gravimetern, slutligen, mäter Jordens ständigt varierande gravitation just i Onsala och rapporterar till databasen IGETS som sköts av GeoforschungsZentrum i Potsdam i Tyskland. Det här är bara exempel. Det finns fler instrument för geodesi och aeronomi vid observatoriet.

Läs mer om programvaruformade antennlober. Just det projekt som beskrivs i artikeln, LOIS, blev aldrig färdigställt, men principerna för matrisantenner gäller fortfarande: https://techworld.idg.se/2.2524/1.337064/tumlande-radiovagor-andrar-bilden-av-universum

The European VLBI Network: http://www.evlbi.org/

Svenska Nationella Seismologiska Nätet (SNSN): http://snsn.geofys.uu.se/

Bild: Städje

A/D-omvandlarna (populärt kallade ”backend”) omvandlar de analoga signalerna från radioteleskopen (gröna fibrer) till digitalt data som lagras på lokala hårddiskar och skickas ut på SunetC för vidare befordran till korrelatorn i Dwingeloo i Holland. Omvandlarna (Digital Base Band Converters) är av typen DBBC3 från Instituto di Radiostronomia i Italien med en bandbredd på 4 GHz och kan, om man vill ha en upplösning på 2 bitar, sampla med 128 Gbps fördelat på 8 inkanaler, och ge en utdataström på 32 Gbps.

Men 2 bitars upplösning vill man väl inte ha? Jodå, det räcker bra för korrelering. Se mera nedan.

Bild: Städje

I kontrollrummet hanterar man alla antenner och schemalägger deras observationer, genom att i förväg programmera in riktningar, frekvensband och samplingfrekvenser och lagra data som blir resultatet.

Härifrån tog man också förut ut hårddiskkassetter för fysisk transport av data till olika korrelatorer världen runt, men numera överför Onsala alla observationsdata på optiska nätverk. Man strömmar data direkt ifrån A/D-omvandlarna (kallat e-VLBI), eller också överför man data direkt efter experimenets slut, sk ”near time e-VLBI”. Allt data mellanlagras tills dess att korrelatorn har tid och kapacitet för att ta emot alla stationers data. Ibland kan det ta veckor innan kapacitet finns (men notera alltså att LOFAR-data alltid strömmas i realtid).

Bild: Städje

I ett särskilt luftkonditionerat rum hittar vi de två vätemasrarna, tillverkade IEM Kvarz i Nizhnij Novgorod i Ryssland. De har inga dåliga specifikationer. De matar ut 5, 10 och 100 MHz sinusvåg med en frekvensnoggrannhet av ≤5×10–16 per dag eller 2×10–13 per sekund.

Läs mer om Kvarz CH1-75A: http://www.kvarz.com/general/1-75E.html

Bild: Städje

Men en vätemaser är bara en oscillator. För att det ska bli en klocka av den måste man räkna pulserna och dela ned dem till en puls per sekund och visa på en display. Det sker i rackskåpen intill.

Utöver detta delar OSO med sig av sin atomtid till tidsbyrån BIPM i Paris och är alltså en av leverantörerna av världstid som BIPM väger samman för att slutligen sammanställa UTC, som i sin tur dyker upp hos SP (RISE) i Borås, till allas förnöjelse. OSO är sålunda en del av svensk normaltid, UTC(SP).

Bild: Städje

Systemansvarige Roger Hammargren står och stöttar servern för utmatning av VLBI-data på nätet. De svarta hårddiskmodulerna är den ökända bufferten på 1,1 PB.

Bild: Städje

Själva hjärnan i allt är dock dessa rackar, som innehåller smör- och bröd-nätet, switcharna för OSOs kontorsnät osv. Och längst ned i mitten sitter…

Bild: Städje

…Juniper MX 480-routern som ansluter OSO till SunetC. Just nu är den bestyckad med två optiska transceivrar på 10 Gbps, men 100 Gbps är på väg in, eftersom man ska börja skicka betydligt mycket mera VLBI-data till Holland.

Belastningsdiagrammet för data från OSO till SunetC visar underligt jämna datamängder som inte ser ut som något annat lärosätes dataflöden. När LOFAR körs, matar man ut 3 Gbps data i realtid så länge observationen pågår. Kanske flera dagar i sträck. VLBI-data från mikrovågsteleskopen når för närvarande bara upp till 1-2 Gbps. Dataströmmarna kommer snart att öka till 30 Gbps när de nya transceivrarna kommer.

Se aktuell belastning här: http://stats.sunet.se/stat-q/r-all?q=all&name=OSO

Bild: Städje

Alla datoranläggningar runt om på området har föredömligt mycket avbrottsfri kraft. Det finns ett tiotal UPS:er. Utöver detta försörjs hela observatoriet, teleskop såväl som kontor med reservkraft från dieselaggregat. Oavsett om det är svårt med driftsäkerheten för elkraften ute i skärgården eller ej, är avbrottsfri kraft en mycket billig försäkring för filsystemet. När råkar du ut för strömavbrott härnäst?

 

6. Annan mätutrustning – geodesi eller jordforskning

Jorden är inte en stel stenplanet om du trodde det. Den är mjuk som en gummiboll och svajar och gungar av allt som flyter, hoppar och drar i den.

Teorin om kontinentaldriften presenterades 1912 av Alfred Wegener, även om det funnits liknande idéer redan 1848. Då kunde man bara anta att kontinenterna drev omkring på Jordens yta, efter att en gång har brutits loss från superkontinenten Pangea.

Störst påverkan har Solen och Månen som formförändrar Jorden på dygnsbasis, så mycket att Onsala rör sig upp och ned 30 centimeter, utan att det märks. Konvektionsströmmarna i Jordens mantel knuffar och buffar på planetens inre, vattnet som flyter runt i havsströmmarna väger mycket, formförändrar planeten under sig och utbyter rörelsemoment och allt eftersom polarisarna smälter förändras massafördelningen på jordytan. Allt detta får jordaxeln att ändra riktning och Jorden att rotera fortare eller saktare.

Men hur mycket? Idag vet vi exakt hur mycket kontinenterna driver, på millimetern när. Det handlar om 5-10 centimeter åt olika håll varje år.

Man tar reda på det genom att olika radioteleskop mäter strålningen från ett par olika kvasarer, varefter man jämför (korrelerar) vågmönstret och kan avgöra avstånden mellan observatorierna på centimetern när med trigonometri. Man har valt kvasarerna som strålkälla för att de är stabila, oerhört långt borta och inte förflyttar sig. Det handlar inte om att försöka mäta avståndet till en kvasar (vilket man istället gör genom att mäta rödförskjutningen), utan att se skillnaden i avstånd mellan olika observatorier. Det kan man avgöra på en våglängd när. Och en våglängd på 100 GHz är bara tre millimeter.

GNSS-mareografen är i mångt och mycket en chalmersuppfinning. Den mäter havsytans nivå genom att dels ta emot radiovågor direkt från en GNSS-satellit, och dels ta emot dem reflekterade från havsytan. Radiovågen som reflekterats från havsytan får gå lite längre väg och genom att man känner till satelliten position och kan tillämpa geometri kan man räkna ut havsytans nivå och leverera elektroniskt till bland andra SMHI. Det finns betydligt många flera geodesiska instrument vid observatoriet.

Läs mer om mareografen: https://www.chalmers.se/sv/nyheter/Sidor/Chalmers-utvarderar-nya-metoder-for-att-mata-havsnivan-med-GPS-signaler.aspx

 

7. VLBI, radio med millimeternoggrannhet

Det enda sättet att få skarpare bilder med bibehållen våglängd är skaffa en större reflektor till sin antenn. Ett tag var Arecibo med sina 305 meter världens största reflektor, men idag passeras den av Kinas FAST på 500 meter. Very Large Array i New Mexico som består av 27 antenner som tillsammans bildar en antenn med 42 kilometers diameter är ännu mycket större. Men det är intet mot hela Jordens diameter. Det är vad tekniken med långbasinterferometri, VLBI kan ge oss.

Bild: Städje

Man kan jämföra med en optisk lins som ser ett objekt på oändligt avstånd. Linsen fokuserar bilden på bildplanet. Fokusering är ungefär detsamma som korrelering. Gör man linsen lika stor som hela jorden, täcker den med svart papper och gör ett antal små hål i papperet, för att simulera de olika enskilda teleskopen, får man fortfarande en korrekt bild, om än mörkare, men betydligt mycket skarpare.

Interferometri som fenomen

Med ett teleskop lika stort som Jorden får man problemet att alla teleskop inte ligger på samma fokalplan. Då måste man fördröja vågformerna så att det verkar som om alla teleskop fanns på samma fokalplan. Korrelatorn förflyttar alla inkomna vågformer i tiden så att de hamnar tillsammans tidsmässigt. Då får man reda på teleskopens inbördes avstånd i våglängder, vilket faller under vetenskapen geodesi. Geodetikerna arbetar gärna med VLBI mellan 3-15 GHz medan radioastronomer gör VLBI mellan 1-230 GHz.

Fenomenet diffraktion begränsar en mottagares upplösning, oavsett om den är optisk eller radioastronomisk. Det betyder att om man fotograferar en punkt blir bilden inte en punkt utan en suddig punkt. Ju större lins man har, desto skarpare blir bilden. Diffraktionen beror också på våglängden, och ju längre våglängd man använder, desto sämre blir upplösningen.

För radioastronomi skulle man behöva reflektorer med diametrar uppåt flera kilometer, men det är tekniskt omöjligt. Istället använder man interferometri och kan på så sätt kombinera radioteleskop på flera platser så att de verkar vara ett och samma teleskop. Som tekniken står just nu, har teleskop över hela Jorden kombinerats till ett enda jätteteleskop. I framtiden kan man tänka sig att utöka detta med flera radioastronomiska satelliter och teleskop på Månen.

För att uppnå en samlad upplösning kring mikrobågsekunder skapar varje deltagande teleskop tiotals gigabit per sekund och för ett experiment på 24 timmar kan det bli en hel del.

A/D-omvandlingen

2 bitars digitalisering

Varje observatorium digitaliserar och spelar in sina observationer och tidsstämplar dem på pikosekunden när. Observationen fryses därmed i tiden.

Vid A/D-omvandlingen använder man nyquist-sampling. Man samplar alltså med en samplingfrekvens som är dubbelt så hög som nyttosignalens bandbredd. Med en typisk bandbredd på 4 GHz blir detta 8 gigasample per sekund och med två bitar blir dataströmmen 16 Gbps. Eftersom teleskopet alltid levererar två polarisationer slutar det på 32 Gbps. Varje sample registreras på en pikosekund när eller bättre i A/D-omvandlaren, men uppgifter om realtiden följer bara med dataströmmen i betydligt glesare intervaller.

Hur kan det räcka med bara 2 bitars upplösning? Värre än så. När man började med VLBI hade man bara en enda bits upplösning, dvs man registrerade bara om flanken gick upp eller ned. Det gick ändå att få fram interferens. Med två bitar registrerar man signalens tecken, positiv eller negativ och om den når upp över en given tröskelnivå som är satt proportionellt till skillnaden mellan brus och nyttosignal.

Det är faktiskt ännu värre. Bara 10 procent av dataströmmen är nyttosignal och resten är brus. Trots att dataströmmarna i stort sett bara är slumpmässigt brus går det ändå att korrelera dem.

Korreleringen

Det finns många observatorier jorden runt, som levererar data till EVN. Du ser dem på jordgloben. Dessutom finns ett i Hartebeesthoek i Sydafrika. Bild: The European VLBI Network

När data från alla leverantörer nått korrelatorn, packas det upp och man skapar korrelation och interferenser.

I korrelatorn försöker man passa ihop alla brusströmmar från alla teleskop genom att dels känna till fördröjningen mellan dem tack vare tidsstämplarna och dels genom att prova med att fördröja signalerna plus-minus en nanosekund eller två för att se vilket som passar bäst. Till sist hittar man ett maximum för alla brusströmmar och då har man maximal korrelation. Ju bättre överensstämmelse man får, desto högre kvalitet har insignalerna. Först efter detta steg kan man på millimetern tala om var teleskopen befinner sig i förhållande till varandra.

Det finns många korrelatorer (superdatorer) i Europa, till exempel JIVE i Dwingeloo, Max Planck-instiutet för radioastronomi i Bonn etc och de samarbetar med en mängd olika observatorier i olika våglängdsband och bildar sammanslutningar med en mängd olika lustifika förkortningar.

Titta in hos JIVE: https://www.jive.nl/

 

8. Utvecklingsverksamhet

Bild: Städje

Radioforskningen vid OSO är omfattande. Teknikerna vid elektroniklabbet i Onsala och vid observatoriets Grupp för avancerad mottagarutveckling på Chalmers i Göteborg har utvecklat alla mottagare för de egna teleskopen och är i full färd med att utveckla matarhorn för det framtida radioteleskopet SKA. Bilden visar ett av matarhornen man utvecklat. De korsade dipolerna i hornets andra ände är bara två centimeter.

Bild: OSO

OSO bygger också kryogeniskt kylda mottagare till ALMA-teleskopet. Den på bilden arbetar i Band 5, mellan 163 och 211 GHz. Anledningen till att den är rund, är att den ska stoppas i ett dewarkärl (termos) som är rund, och kylas med flytande kväve.

Mysig historik

Datorhistorik. Överst: LINC-datorns bakplan, därunder den dubbla bandstationen LINCtape, under denna oscilloskopdelen till LINC och längst ned en PDP-8. Bild: Städje.

OSO har en utställning där intresserade kan få reda på allt om universum, både ur optiskt- och radioperspektiv och dessutom få se historisk utrustning. Här finns en hel rad med mysigt ålderstigna rackskåp fulla med elektronrör, en typisk arbetsplats och, kanske la pièce de résistance: den antika datorn LINC-8. LINC-8 var namnet en 12-bitars minidator som tillverkades av Digital Equipment Corporation mellan 1966 och 1969. Den var en kombination av en LINC-dator med en PDP-8 i ett skåp och kunde således köra program skrivna för endera av de två arkitekturerna. LINC-8 innehöll en PDP-8-processor och en LINC-processor, delvis emulerad av PDP-8. Antingen var datorn i “LINC-läge” eller “PDP-8-läge”. De båda processorerna kunde inte köras parallellt. Instruktioner fanns för att byta mellan lägen.

LINC-8 togs fram som en laboratoriedator. Det var tillräckligt liten för att passa in i laboratoriemiljö, tillhandahöll blygsam datorkraft till ett lågt pris men hade kapacitet som var nödvändig för att övervaka och styra experiment. Den hade analoga ingångar, reläutgångar och visning på en oscilloskopskärm.

Magnetbandstationen LINCtape var lämplig för hantering i laboratoriemiljö och banden kunde förvaras i fickan, tappas på golvet eller till och med genomborras och klippas utan att förlora lagrat data. Bandstationerna blev en standard hos DEC under namnet DECTape.

1969 släppte DEC en förbättrad version av LINC-8 under namnet PDP-12, en liknande kombinationsdator för laboratorieanvändning, varefter produktionen av LINC-8 avslutades. Endast något hundratal LINC-8-datorer byggdes, så modellen är en sällsynt syn idag. Det är bara att gratulera OSO.

Mer om LINC-8: https://en.wikipedia.org/wiki/LINC-8

 

9. Nytt och krytt från rymden: Event Horizon Telescope

Att det finns ett svart hål mitt i Vintergatan är vi ganska säkra på, men hur det ser ut vet ingen.

Ett särskilt VLBI-projekt är Event Horizon Telescope, i vilket Onsala-astronomen Ivan Martí-Vidal är inblandad. Det är ett samarbete mellan en mängd jordbaserade teleskop från Europa, via Chile och Hawaii ned till Sydpolen, som har till avsikt att för första gången avbilda händelsehorisonten kring det svarta hålet i mitten av Vintergatan, även kallat Sagittarius A*, på 25.640 ljusårs avstånd. Observationerna har skett kring 230 GHz med en upplösning på 26 mikrobågsekunder. Det är ungefär samma upplösning som behövs för att kunna se en golfboll på Månen. VLBI-teleskopets upplösning vid Vintergatans centrum hamnar kring 30 miljoner kilometer, ungefär som avståndet mellan Solen och Merkurius. Händelsehorisonten för Sagittarius A* beräknas vara cirka 44 miljoner kilometer i diameter så den torde bara bli en prick i bilden.

Bild: Monika Moscibrodzka

Det finns ännu så länge inga bilder alls på svarta hål, och kommer aldrig att finnas eftersom de svarta hålen inte kan ses. Eller som den nyligen framlidne Stephen Hawking har sagt: ”Black holes are out of sight”.

Men området runt omkring, ackretionsskivan där materia fångas in för att senare försvinna för alltid ned genom den så kallade händelsehorisonten, bör man kunna se. Det tänker sig åtminstone teamet bakom EHT. Bilden ovan är en teoretisk beräkning av hur skivan och materialet som virvlar runt skulle kunna se ut. Bilden visar inte de två jetstrålar av het gas man tänker sig sprutar uppåt och nedåt från skivan.

Bild: MIT Haystack Observatory

Insamlingen av astronomiska data vid alla nio radioteleskopen tog fem veckor och är redan avslutad. Bilden ovan visar en del av de hårddiskar som levererades från teleskopen till Haystack Observatory i Westford i Massachusetts under slutet av 2017, där VLBI-bearbetningen ska ske. Nu, i början av 2018, pågår utvärderingen av VLBI-data, kompensation för atmosfäriska fenomen etc. Datamängden som samlades in under fem dagar från åtta radioteleskop uppgick till ungefär 500 petabyte. Dessutom tog man bilder i röntgenområdet synkront med detta.

Läs mer hos organisationen Event Horizon Telescope: http://eventhorizontelescope.org/

Mycket mera information finns här: http://www.news.com.au/technology/science/space/radio-telescopes-combine-data-to-capture-firstever-image-of-a-supermassive-black-hole/news-story/d9c2cb732eea80fb381f0cfb055bf106 och https://www.mpg.de/11201633/event-horizon-telescope-iram

Mer om det supermassiva svarta hålet Sgr A*: https://en.wikipedia.org/wiki/Sagittarius_A*

 

Läs mer

OSO: https://www.chalmers.se/sv/forskningsinfrastruktur/oso/Sidor/default.aspx

OSO SALSA: https://vale.oso.chalmers.se/salsa/welcome

Janskys upptäckt av radioastronomin: https://en.wikipedia.org/wiki/Radio_astronomy#History

Se filmen ”Contact” som har mycket riktig radioastronomi och många tekniska missar: https://en.wikipedia.org/wiki/Contact_(1997_American_film)

Utforska himlen i olika våglängder med Chromoscope: http://www.chromoscope.net/

Dagens astronomiska bild: https://apod.nasa.gov/apod/astropix.html

Om Fast Radio Bursts: http://www.bbc.com/news/science-environment-42614401

Viktiga radioastronomiska frekvenser: http://www.setileague.org/articles/protectd.htm

Australiska radioastronomer ser universums första stjärnor, vid 78 MHz: http://www.bbc.com/news/science-environment-43230729

Atomtiden: https://www.sunet.se/case/det-svenska-tidslagret-och-varfor-du-behover-det/

Lyssna på radioastronomiska ljud. Isao Tomita, Dawn Chorus: https://www.youtube.com/watch?v=Y_zGKYAr3hg

Tack

Redaktionen får översända sitt tack till Robert Cumming, Michael Lindqvist, Ivan Marti-Vidal och Roger Hammargren, alla verksamma vid Onsala rymdobservatorium.

Visst är det vackert med antenner? Bild: Onsala rymdobservatorium, Roger Hammargren

Märken på artiklar:

Kommentarer

  • Håll med om att det var en massa du inte visste!

    Jörgen städje 20 april, 2018 20:25 Svara
  • Hej, i din bild som ska illustrera en bågsekund (fotboll på 775 m avstånd) tecknar du vinkeln som 1′ där det borde ha varit 1″. Bra artikel!
    hälsningar Michael

    Michael Olberg 24 april, 2018 09:36 Svara
    • Ha! Åtgärdat!

      Jörgen Städje 24 april, 2018 11:46 Svara

Lämna en kommentar

E-postadressen publiceras inte. Obligatoriska fält är märkta *