Το Δίκτυο Κεραιών Murchison ή Mileura
Ένα παράθυρο στις απαρχές του Κόσμου

Άρθρο, Νοέμβριος 2007

Ένα νέο παρατηρητήριο που ήδη φτιάχνεται έχει σαν σκοπό να δει κοσμικά γεγονότα στη βρεφική ηλικία του σύμπαντος, όταν υπήρχε σκοτεινή ύλη και αρχέγονο υδρογόνο μόνο. Θα πρέπει, μεταξύ των άλλων, να είναι σε θέση να δει τα πρώτα συμπαγή τμήματα της ύλης πολύ υψηλής πυκνότητας, καθώς και το αέριο που συσσωρευόταν για να σχηματίσει τα πρώτα αστέρια και τους γαλαξίες.

Η νέα διάταξη ραδιοτηλεσκοπίων ονομάζεται Murchison Widefield Array ή MWA (πρώην Mileura Widefield), και μόλις ολοκληρωθεί το τηλεσκόπιο αυτό, που η κατασκευή του γίνεται από μια κοινοπραξία με επικεφαλής το MIT, θα αποτελείται από 500 επιφάνειες - η κάθε μία της οποίας περιέχει 16 ραδιοκεραίες.

Μια πειραματική διάταξη κεραιών 5 X 5 μέτρων με 16 κεραίες στην περιοχή Mileura της Αυστραλίας

Το παρατηρητήριο αυτό έχει σκοπό να παρατηρήσει γεγονότα πίσω στον χρόνο, όταν το σύμπαν ήταν στη βρεφική του ηλικία και υπήρχε μόνο σκοτεινή ύλη και αρχέγονο υδρογόνο. Θα πρέπει, μεταξύ των άλλων, να είναι σε θέση να δει τα πρώτα συμπαγή τμήματα - σαν σκοτεινά μπαλώματα - της ύλης με μια πολύ υψηλή πυκνότητα, καθώς και το αέριο που θα συσσωρεύεται για να σχηματίσει τα πρώτα αστέρια και τους γαλαξίες.

Η διάταξη Murchison - σε χαμηλές ραδιοσυχνότητες (LFD) - που θα επιτρέψει επίσης στους επιστήμονες να προβλέψουν καλύτερα τις ηλιακές εκρήξεις του υπέρθερμου ηλιακού αερίου που μπορούν να προκαλέσουν καταστροφές στους δορυφόρους, τις επικοινωνίες και τα δίκτυα του ηλεκτρισμού.

Οι επιστήμονες πρόκειται να εκμεταλλευτούν την τεράστια υπολογιστική ισχύ των σύγχρονων ηλεκτρονικών συσκευών, που θα μετατρέψουν χιλιάδες μικρές, απλές, φτηνές κεραίες σε ένα από τα πιο ισχυρά και μοναδικά αστρονομικά όργανα στον κόσμο.

Το τηλεσκόπιο

Το MWA τελικά θα είναι μια σειρά από 512 επιφάνειες εξαπλωμένες σε μια περιοχή διαμέτρου 1,5 χιλιομέτρου. Κάθε επιφάνεια είναι περίπου 5 X 5 ή 25 τετραγωνικά μέτρα και θα αποτελείται από 16 απλές και φτηνές διπολικές κεραίες, στερεωμένες στο έδαφος και κοιτάζοντας κατ' ευθείαν επάνω. Συνολικά το MWA θα αποτελείται από 8.000 κεραίες δίπολα διπλής πόλωσης

Τα μεγάλα συμβατικά τηλεσκόπια χαρακτηρίζονται από τους τεράστιους κοίλους δίσκους που εστιάζονται σε συγκεκριμένες περιοχές του ουρανού. Χάρις στη σύγχρονη ψηφιακή ηλεκτρονική, οι επιφάνειες LFD μπορούν επίσης "να οδηγηθούν" σε οποιαδήποτε κατεύθυνση - αλλά δεν απαιτείται κανένα κινητό μέρος. Και τα σήματα, ή τα στοιχεία, από κάθε μικρή κεραία συγκεντρώνονται και αναλύονται από ισχυρούς υπολογιστές. Συνδυάζοντας τα σήματα με διαφορετικούς τρόπους, οι υπολογιστές μπορούν σωστά "να κατευθύνουν" το τηλεσκόπιο σε διαφορετικές κατευθύνσεις.

Αυτή η ιδέα ήδη έχει δοκιμαστεί στο προτεινόμενο Ραδιο Αστρονομικό Πάρκο στην περιοχή Mileura στη Δυτική Αυστραλία με τρεις μόνο πρωτότυπες επιφάνειες "που συνδέονται μαζί με καλώδια" από επιστήμονες του MIT και της Αυστραλίας.

Το τηλεσκόπιο των χαμηλών ραδιοσυχνοτήτων θα λειτουργήσει στα ίδια μήκη ραδιοκυμάτων που γίνονται οι ραδιοφωνικές μεταδόσεις των FM και της τηλεόρασης (από 80 έως 300 MHz). Έτσι εάν είχαν εγκατασταθεί κοντά σε μια μεγάλη κατοικημένη περιοχή, τα σήματα από την τελευταία θα πλημμύριζαν τους 'ραδιο-ψιθύρους' από το βάθος του σύμπαντος. Η περιοχή Mileura, εντούτοις, είναι εξαιρετικά "ραδιο ήρεμη" και είναι επίσης ιδιαίτερα προσιτή.

Το επιστημονικό έργο της διάταξης MWA

Υπάρχουν δύο κύριοι επιστημονικοί στόχοι του MWA. Κατ' αρχάς, το MWA έχει ως σκοπό να ανιχνεύσει την εκπομπή του υδρογόνου των 21 cm από την Εποχή Επανιονισμού. Ένα τέτοιο αποτέλεσμα θα ήταν βαθιάς κοσμολογικής σημασίας και πολύ μεγάλου ενδιαφέροντος. Δεύτερον, το MWA θα επιτρέψει μεγάλης ακρίβειας παρατήρησης της ηλιόσφαιρας μέσω της μέτρησης φαινομένων ραδιοδιασποράς, όπως η περιστροφή Faraday και διαπλανητικούς σπινθηρισμούς, αλλά και θα μελετήσει τις στεφανιαίες εκτινάξεις μάζας με τη βοήθεια των των ιδιοτήτων των μαγνητικών πεδίων. Τέλος θα βοηθήσει και στην πρόβλεψη του  διαστημικού καιρού.

Συμπληρωματικά το MWA θα αναζητήσει παροδικές ραδιοεκπομπές στο διάστημα γιατί είναι 6 τάξεις πιο ευαίσθητο από οποιαδήποτε προηγούμενη διάταξη. Επιπλέον, πρόσφατα η επιστημονική κοινότητα έκρινε ότι το MWA θα είναι σε θέση να κάνει παρατηρήσεις των πάλσαρ, θα μετρήσει τις ιδιότητες των διαστρικών αερίων, και θα δώσει ενδιαφέρουσες και χρήσιμες πληροφορίες για τη γήινη ιονόσφαιρα σε μικρά χρονικά διαστήματα και μικρές χωρικές κλίμακες.

• Το αριστερά κοσμικό διάγραμμα μας δίνει τα κύρια γεγονότα με την χρονολογία. Βλέπουμε από πάνω προς τα κάτω:

• 1. Το Bing Bang (πριν 13.7 δισ. έτη) και αμέσως μετά η εποχή όπου το σύμπαν ήταν μια καυτή σούπα από θεμελιώδη σωματίδια (ηλεκτρόνια, νετρόνια, πρωτόνια).
  2. Την εποχή που στο σύμπαν σχηματίστηκαν τα πρώτα άτομα υδρογόνου από τα ελεύθερα μέχρι τότε πρωτόνια και ηλεκτρόνια, κι έτσι έγινε το σύμπαν διαφανές στην ακτινοβολία (380 χιλιάδες χρόνια μετά το Bing Bang). Τότε έγινε και η πρώτη σκέδαση της ακτινοβολίας από τα άτομα. Επίσης, την ίδια εποχή εκπέμφθηκε και η Μικροκυματική Ακτινοβολία Υποβάθρου (CMB)
  3. Τον Κοσμικό Μεσαίωνα προτού λάμψει κανένα άστρο. Όπως ξέρουμε τα άτομα του υδρογόνου - που υπήρχαν τότε σε όλο το σύμπαν - έχουν την ιδιότητα να απορροφούν το φως. Έτσι, μετά την δημιουργία των ατόμων του υδρογόνου, τα φωτόνια που είχαν επιβιώσει από τη Μεγάλη Έκρηξη απορροφήθηκαν από τα νέφη του υδρογόνου που μόλις είχαν σχηματιστεί. Καθώς σε αυτή την πρώιμη φάση του Σύμπαντος δεν υπήρχαν πηγές φωτός (άστρα, γαλαξίες ή κβάζαρ) η παρουσία των νεφών του υδρογόνου σηματοδότησε τη σκοτεινή περίοδο.
  4. Την εποχή δημιουργίας των πρώτων κβάζαρ και γαλαξιών (500 εκατομμύρια χρόνια μετά το Bing Bang)
  5. Την Εποχή της Κοσμικής Αναγέννησης και το τέλος του Κοσμικού Μεσαίωνα, όπου άρχισαν να λάμπουν τα πρώτα άστρα και φωτίστηκε ο Κόσμος
  6. Την Εποχή του Επανιονισμού στην   οποία και πάλι το σύμπαν γίνεται διαφανές στην ακτινοβολία (περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά το Bing Bang)
  7. Από εκεί και πέρα βλέπουμε την εξέλιξη των γαλαξιών και την δημιουργία του ηλιακού συστήματος.

•  

Η Εποχή του Επανιονισμού και η γραμμή 21 cm του υδρογόνου

Η Εποχή του  Επαναϊονισμού αναφέρεται σε μια αρχέγονη περίοδο της ιστορίας του σύμπαντος, κατά τη διάρκεια της οποίας το υδρογόνο (το κυρίαρχο τότε ουδέτερο διαγαλαξιακό μέσο) ιονίστηκε μετά την εμφάνιση των πρώτων φωτεινών πηγών. Αυτές οι πηγές μπορεί να ήταν αστέρια, γαλαξίες, κβάζαρ, ή κάποιος συνδυασμός τους.

Πριν την εποχή αυτή, μόλις 380 χιλιάδες χρόνια μετά το Bing Bang, τα πρωτόνια ενώθηκαν με τα ηλεκτρόνια και η ύλη στον Κόσμο έγινε ουδέτερη. Τότε η ύλη δεν μπορούσε να παρατηρηθεί σε ένα μεγάλο μέρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος, γιατί κάθε ακτινοβολία μικρού μήκους κύματος απορροφήθηκε γρήγορα από το αέριο. Έτσι άρχισε μία μεγάλη περίοδος γνωστή ως Κοσμικός Μεσαίωνας ή Σκοτεινή Εποχή.

Αργά-αργά έγινε η βαρυτική κατάρρευση των πιο πυκνών περιοχών, τις ίδιες περιοχές που μπορούμε να δούμε και στην σφραγίδα της ακτινοβολίας CMB από τους πολύ παλιούς χρόνους. Η κατάρρευση  του ουδέτερου υλικού οδήγησε στο σχηματισμό μιας όλο και περισσότερο οργανωμένης δομής, και τελικά στα πρώτα άστρα, τους γαλαξίες και τα κβάζαρ. Τον ακριβή μηχανισμό και τη φύση αυτού του σχηματισμού δεν μπορούμε εύκολα να παρατηρήσουμε, κι έτσι υπάρχει ένα χάσμα μεταξύ της εποχής της CMB, που ξέρουμε πως ήταν τότε το σύμπαν, και της δικιάς μας εποχής. Αλλά πώς φτάσαμε από τη μία στην άλλη εποχή;

Καθώς προχωρούσε η κατάρρευση του υδρογόνου σε δομές, αναπτύχθηκαν μεταβολές της θερμοκρασίας και, βαθμιαία, εκπέμφθηκε ακτινοβολία από τις πρώτες πηγές η οποία προκάλεσε θέρμανση σε τοπικό επίπεδο. Ακολούθησε,  ο ιονισμός του υδρογόνου που υπήρχε στο σύμπαν.

Ο δεύτερος αυτός ιονισμός ή επανιονισμός ξεκίνησε με "φυσαλίδες" από ιονισμένο πλάσμα που περιβάλλει τις πιο ενεργητικές πηγές. Καθώς οι φυσαλίδες μεγάλωσαν και έγιναν περισσότερες, άρχισαν να αλληλοεπικαλύπτονται, και ολοένα και περισσότερο ουδέτερο μέσο εκτέθηκε στη σκληρή ακτινοβολία του ιονισμού, η οποία μπορεί να ταξιδεύει ανεμπόδιστο μέσα από ιονισμένες περιοχές.

Η τελική φάση του επανιονισμού του Κόσμου μπορεί να είχε εμφανιστεί γρήγορα. Μόλις ο κύριος όγκος του Κόσμου επανιονίστηκε, μπορούσε να δραπετεύσει ακτινοβολία σε πολλά μήκη κύματος από τους πρώτους γαλαξίες και κβάζαρ, που μας αποκαλύπτουν τον απόμακρο Κόσμο που βλέπουμε σήμερα με τα οπτικά και υπέρυθρα τηλεσκόπια.

Ο επανιονισμός συμπληρώθηκε περίπου 1 δισεκατομμύριο χρόνια μετά από το Big Bang, που αντιστοιχεί σε ένα redshift περίπου z=6,5. Πριν από αυτή την εποχή, οι παρατηρήσεις γίνονται ολοένα και πιο δύσκολες. Σε γενικές γραμμές, οι επιστήμονες ελπίζουν να βρουν απομονωμένα, πολύ φωτεινά αντικείμενα η ακτινοβολία των οποίων κατόρθωσε με τη μία ή την άλλη μορφή να φθάσει σε μας, μέσω του ολοένα και περισσότερο ουδέτερου μέσου.

Δεδομένα των παρατηρήσεων της Κοσμικής Ακτινοβολίας Υποβάθρου από τον δορυφόρο WMAP υποστηρίζουν πως η φάση του επανιονισμού του υδρογόνου συνέβη μεταξύ 200 και 500 εκατομμυρίων ετών μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Το 2001 μια ερευνητική ομάδα ανίχνευσε ενδείξεις του τελευταίου σταδίου του κοσμικού επανιονισμού του υδρογόνου που πιστεύεται ότι έλαβε χώρα κατά τη διάρκεια της ύπαρξης των πρώτων άστρων, 900 εκατομμύρια έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη. Η ανακάλυψη αυτή σημαίνει πως περίπου 900 εκατομμύρια έτη μετά τη Μεγάλη Έκρηξη, έλαβε χώρα ο επανιονισμός των τελευταίων ποσοτήτων του ατομικού υδρογόνου.

Οι δύο διαφορετικές αυτές μετρήσεις θα μπορούσαν να προσδιορίζουν την έναρξη και το τέλος της διαδικασίας του επανιονισμού του υδρογόνου, ένα αποτέλεσμα το οποίο με τη σειρά του θα επέτρεπε στους ερευνητές να προσδιορίσουν με μεγαλύτερη ακρίβεια το χρονικό εύρος της εποχής κατά την οποία μορφοποιήθηκαν τα πρώτα άστρα.

Ίσως, η καλύτερη ελπίδα για έναν γενικότερο και πιο περιεκτικό έλεγχο αυτών των πρώιμων εποχών, να είναι η υπέρλεπτη γραμμή μετάβασης των 21 cm του ουδέτερου υδρογόνου, στις συχνότητες κάτω από 200 MHz. Οι ευαίσθητες παρατηρήσεις της εκπομπής και της απορρόφησης σε αυτήν την γραμμή μπορούν να εξετάσουν τι συνέβαινε στις εποχές της επαναθέρμανσης και επαναϊονισμού, και να μας δώσουν μια λεπτομερή εικόνα της πυκνότητας, της θερμοκρασίας και της ταχύτητας του υλικού. Θα παίρναμε μια εικόνα, όχι μόνο των απομονωμένων φωτεινών αντικειμένων και του υλικού που συμβαίνει να βρίσκεται μπροστά τους, αλλά και των μεγάλων όγκων του Κόσμου με μια μεγάλη μετατόπιση προς το ερυθρό.

Θα παίρναμε έναν θησαυρό πληροφοριών από τον οποίο θα μπορούμε να βγάλουμε την ιστορία του σχηματισμού των δομών, καθώς και την προέλευση των αστεριών, των γαλαξιών, των σμηνών και των κβάζαρ που βλέπουμε σήμερα.

Για την Εποχή του  Επαναϊονισμού, το παρατηρητήριο MWA θα έχει ικανοποιητική ευαισθησία για να μετρήσει στο ενεργειακό φάσμα τις διακυμάνσεις στη γραμμή των 21 cm του υδρογόνου, αλλά και θα μπορεί να ανιχνεύσει "τρύπες" στην εκπομπή των 21 cm λόγω του τοπικού ιονισμού που προκαλείται από τα κβάζαρ με μια μετατόπιση προς το ερυθρό (redshift) πάνω από z=6.5.

Η εξήγηση για τη γραμμή 21 cm του υδρογόνου

Ευτυχώς, ακόμη και το ψυχρό υδρογόνο μπορεί να εκπέμψει κάποια μορφή φωτός. Τα υποατομικά σωματίδια έχουν έναν εγγενή προσανατολισμό του σπιν, που μπορεί να δείχνει είτε προς τα "πάνω" είτε προς τα "κάτω." Το ηλεκτρόνιο και το πρωτόνιο σε ένα άτομο υδρογόνου μπορεί να έχουν και τα δύο την ίδια κατεύθυνση (ευθυγραμμισμένα σπιν) ή αντίθετες κατευθύνσεις (αντιπαράλληλα σπιν). Με τα αντιπαράλληλα σπιν το άτομο έχει χαμηλότερη ενέργεια. Εάν, παραδείγματος χάριν, τα σπιν του ηλεκτρονίου και πρωτονίου δείχνουν πάνω, και ξαφνικά το σπιν του ηλεκτρονίου δείχνει προς κάτω, τότε η ενέργεια του ατόμου μειώνεται και εκπέμπει ένα φωτόνιο με το γνωστό μήκος κύματος των 21 εκατοστόμετρων. Αντιθέτως, εάν το άτομο απορροφήσει ένα φωτόνιο αυτού του μήκους κύματος, τότε το σπιν του ηλεκτρονίου αλλάζει κατεύθυνση προς τα πάνω.

Ένα φωτόνιο μήκους 21 εκατοστών έχει πολύ λιγότερη ενέργεια από τα φωτόνια που εκπέμπονται από το υδρογόνο όταν τα ηλεκτρόνια μεταπηδούν μεταξύ των τροχιών του. Για αυτόν τον λόγο, η διαδικασία αλλαγής κατεύθυνσης του σπιν ήταν ικανή να λειτουργήσει ακόμα και όταν δεν είχε αρχίσει η φωτοβολία των άστρων. Η ακτινοβολία υποβάθρου καθώς και οι συγκρούσεις μεταξύ των ατόμων θα είχαν προσφέρει ικανή ενέργεια για να μετατρέψουν τον προσανατολισμό στο σπιν στα ηλεκτρόνια, και να αναγκάσουν το υδρογόνο να λάμψει εξασθενημένα. 

Πώς μπορούμε να δούμε στο σκοτάδι του Κοσμικού Μεσαίωνα

Για διάφορους λόγους, ο χάρτης των 21 εκατοστών μπορεί να φέρει περισσότερες πληροφορίες από οποιαδήποτε άλλη έρευνα στην κοσμολογία, περισσότερες και από το κοσμικό υπόβαθρο μικροκυμάτων. Κατ' αρχάς, ενώ η εικόνα του υποβάθρου μικροκυμάτων είναι δισδιάστατη, επειδή δημιουργήθηκε σε μια μόνο στιγμή στον χρόνο (όταν το σύμπαν ψύχθηκε κάτω από 3.000 Κelvin), ο χάρτης των 21 εκατοστών θα είναι πλήρως τρισδιάστατος. Δεύτερον, το υπόβαθρο των μικροκυμάτων είναι κάπως θολό επειδή η απελευθέρωση του δεν εμφανίστηκε συγχρόνως παντού. Το σύμπαν πέρασε από μια περίοδο που δεν ήταν ούτε πλήρως αδιαφανές, ούτε πλήρως διαφανές, σαν μια ομίχλη που διαλύεται βαθμιαία. Κατά τη διάρκεια εκείνης της εποχής, η ακτινοβολία διαχέεται σε κλίμακες μικρής απόστασης, θολώνοντας το λεπτό σχήμα στον ουρανό του υποβάθρου των μικροκυμάτων.

Σε αντίθεση, όταν προέκυψε η ακτινοβολία των 21 εκ. από τα άτομα του υδρογόνου, τίποτα δεν εμπόδισε τη διάδοσή της μέσα στο χώρο, κι έτσι αυτή ανιχνεύει τη κατανομή του αερίου χωρίς τέτοιο θόλωμα. Τρίτον, το υπόβαθρο των μικροκυμάτων φέρνει πληροφορίες για τις διακυμάνσεις της πυκνότητας της ύλης που έσπειραν τους γαλαξίες, ενώ ο χάρτης των 21 εκ. θα απεικονίσει και τους σπόρους των γαλαξιών και την επίδραση που είχαν οι γαλαξίες μόλις σχηματίστηκαν, στα περίχωρά τους.

Για να ανιχνεύσουν το σήμα των 21 εκ., οι παρατηρητές πρέπει να υπερνικήσουν πολυάριθμα εμπόδια. Οι χαμηλής συχνότητας ραδιοφωνικές μεταδόσεις στη Γη πρέπει να φιλτραριστούν. Ακόμη περισσότερο δύσκολο θα είναι να εξεταστεί η ραδιοεκπομπή από το Γαλαξία μας, που είναι 10.000 φορές εντονότερη από το σήμα που εκπέμφθηκε την εποχή του επανιονισμού. Ευτυχώς, ο γαλαξιακός θόρυβος είναι κατά προσέγγιση ο ίδιος σε ελαφρώς διαφορετικά μήκη κύματος, αν και το σήμα κυμαίνεται ανάλογα με το μήκος κύματος, που ανακλά τη χωρική δομή από τις ιονισμένες φυσαλίδες. Αυτή η διαφορά κάνει δυνατή την εξαγωγή του σήματος. Οι αστρονόμοι πρέπει να είναι σε θέση να συγκρίνουν τους χάρτες των 21 εκ. με τις εικόνες από όργανα όπως είναι το μελλοντικό διαστημικό τηλεσκόπιο JWST.

Home