Herschel — nowy teleskop kosmiczny do obserwacji w dalekiej podczerwieni

Herschel — nowy teleskop kosmiczny
do obserwacji w dalekiej podczerwieni

Tomasz Kamiński, Maja Kaźmierczak
Kosmiczne Obserwatorium Herschela (ang. Herschel Space Observatory) jest największym teleskopem wysłanym w przestrzeń kosmiczną, operującym w zakresie dalekiej i bardzo dalekiej podczerwieni. Wyposażony w lustro o średnicy 3,5 m i instrumenty pomiarowe chłodzone do temperatury bliskiej zera absolutnego, Herschel będzie obserwował w zakresie widma elektromagnetycznego, który, jak dotąd, nie został całkowicie przebadany przez żaden inny instrument. Wystrzelenie satelity na orbitę planowane na maj 2009 r. otworzy nam okno na słabo poznany Wszechświat chłodnych obiektów: obłoków molekularnych, dalekich galaktyk zawierających pył i gaz molekularny, obszarów formowania gwiazd, molekularnych otoczek gwiazd starych i tych dopiero narodzonych, planet oraz komet Układu Słonecznego i wiele, wiele innych

Nowe okno obserwacyjne

Potrzeba wystrzelenia teleskopu, który operowałby w zakresie dalekiej podczerwieni i submililmetrowym (FIR/submm, patrz ramka 1) wynika z faktu, że atmosfera ziemska pochłania większość promieniowania w zakresie od około 1 mm do kilkudziesięciu ?m. Jak pokazano na rys. 1, przepuszczalność ziemskiej atmosfery w dalekiej podczerwieni i zakresie submm ma złożony charakter. Są obszary widma, gdzie atmosfera całkowicie blokuje promieniowanie, ale są i takie, gdzie osłabienie sięga kilkudziesięciu procent. Zakresy, w których promieniowanie nie jest całkowicie blokowane przez molekuły ziemskiej atmosfery, nazywa się często oknami. Stopień osłabienia promieniowania w oknach jest zależny od grubości atmosfery i obfitości molekuły odpowiedzialnej za absorpcję. Z tego powodu obserwatoria astronomiczne na fale FIR/submm są budowane wysoko w górach, gdzie grubość atmosfery jest najmniejsza. Ponadto większość tego typu obserwatoriów wybudowano w miejscach ekstremalnie suchych, ponieważ para wodna jest głównym absorberem w tym zakresie. Na rys. 1 pokazano krzywe przepuszczalności promieniowania dla płaskowyżu Chajnantor w Chile (pustynia Atacama), czyli miejsca, gdzie budowana jest obecnie sieć radioteleskopów — ALMA (patrz „Urania–PA” 1, 2009). Chajnantor, obok bieguna południowego (Dome C), jest najlepszym miejscem na Ziemi do obserwacji we wspomnianym zakresie. Płaskowyż ten znajduje się na wysokości 5100 m n.p.m. i jest położony w obrębie najbardziej suchej pustyni na świecie. Jednak, nawet w tak niezwykłym miejscu, znaczna część widma FIR/submm jest zupełnie niedostępna do obserwacji astronomicznych (rys. 1). Pomiędzy oknami pozostają szerokie zakresy widma elektromagnetycznego, które nigdy lub prawie nigdy nie były obserwowane. Jedynym sposobem wypełnienia tych luk obserwacyjnych jest wyniesienie instrumentów ponad atmosferę Ziemi.

Rys. 1 Rys. 1. Krzywe przepuszczalności atmosfery dla płaskowyżu Chajnantor, gdzie powstaje interferometr ALMA. Trzy krzywe wypełnione odcieniami szarości odpowiadają ró.nym warunkom pogodowym, przy czym krzywa wypełniona najciemniejszym kolorem odpowiada zawartości pary wodnej w powietrzu mniejszej niż średnia i reprezentuje najlepsze na Ziemi warunki do obserwacji w zakresie FIR/submm. Garby w krzywej przepuszczalności czasem nazywane są oknami, ponieważ tylko w tych obszarach widma są możliwe obserwacje obiektów astronomicznych. Zakresy, na jakich bedzie operowała ALMA, zaznaczone są na rysunku poziomymi kreskami. Jak widać, pokrywają sie one z oknami, w których transmisja jest większa niż około 50% w przypadku idealnych warunków pogodowych. Miejsca, gdzie transmisja spada do zera, nie mogą być obserwowane z powierzchni Ziemi. Dzieki temu, że Herschel będzie wyniesiony poza atmosferę ziemską, pokryje w całości obszar FIR/submm (zauważmy, że skala wykresu jest mniejsza niż pełny zakres widmowy dostępny dla Herschela, który sięgać ma do 55 ?m)

Satelita Herschel, znajdując się daleko poza atmosferą Ziemi, ma być teleskopem, który pozwoli obserwować obiekty astrofizyczne w szerokim zakresie długości fal pomiędzy 55 ?m i 627 ?m. Będzie to niewątpliwie pierwszy duży teleskop kosmiczny, który pokryje tak szerokie pasmo dalekiej podczerwieni. Warto jednak w tym miejscu zaznaczyć, że Herschel nie będzie pierwszym instrumentem eksplorującym niedostępne z Ziemi zakresy FIR/submm (główne misje tego rodzaju wymieniono w tab.). Wszystkie wcześniejsze misje satelitarne miały jednak znacznie mniejszą czułość, pokrywały tylko wąski przedział widma FIR/submm i były wyposażone w mniej wyrafinowane instrumentarium niż to, jakim dysponuje Herschel. Nowy satelita będzie miał możliwość obserwowania wielu źródeł dotychczas niedostępnych obserwacjom w zakresie FIR/submm i w tym sensie otwiera dla nas nowe okno na szereg ciekawych obiektów charakterystycznych dla tego zakresu widma.

Ramka 1. Zakres FIR i submm

W terminologii astronomicznej przyjęło się nazywać zakresem dalekiej podczerwieni (ang. Far Infrared, FIR) szeroki przedział długości fali od około 10 ?m do 1000 ?m = 1 mm. (Zauważmy jednak, że nie jest to konwencja stosowana konsekwentnie przez wszystkich astronomów. Zwłaszcza dolna granica przedziału nie jest ściśle określona). Zakres dalekiej podczerwieni jest o tyle ciekawy, że jego dolny obszar jest zazwyczaj obserwowany przy użyciu technik podobnych do tych stosowanych w przypadku promieniowania widzialnego, podczas gdy górna jego część to już domena technik typowo radioastronomicznych (heterodyny, bolometry). Widmo fal krótszych niż 1 mm radioastronomowie najczęściej nazywają zakresem submilimetrowym (w skrócie submm). By pogodzić te konwencje, w niniejszym artykule stosujemy kombinacje skrótów „FIR/submm”.

Dlaczego zakres obserwacji Herschela jest dla nas ważny? Tradycyjna astronomia optyczna bada głównie obiekty gorące, złożone z plazmy o temperaturze kilku tysięcy stopni. Chłodniejsze ciała, o temperaturze mniejszej niż 1000 K, promieniują najsilniej w podczerwieni; w szczególności obiekty o temperaturze rzędu 100 K (i mniejszej) większość energii wypromieniowują w zakresie FIR/submm, który niemal w całości ma być pokryty przez instrumenty nowego satelity. Właśnie dlatego często mówi się, że Herschel będzie obserwował chłodny Wszechświat (uwaga: nie ma w tym sformułowaniu żadnego kontekstu kosmologicznego), czyli różnego rodzaju obiekty w Układzie Słonecznym, Drodze Mlecznej oraz źródła pozagalaktyczne (również takie o dużym przesunięciu ku czerwieni z), które zawierają pył i chłodny gaz. Pył będzie obserwowany przez Herschela poprzez szereg czułych bolometrów. Dzięki temu, że zakres widmowy Herschela jest tak szeroki, będzie można dokładnie wyznaczyć temperaturę, masę, a czasem również skład pyłu w obserwowanych obiektach. Chłodny gaz, obserwowany przez spektrografy na pokładzie Herschela, będzie badany dzięki dużej liczbie linii atomowych i molekularnych. Bardzo wiele cząsteczek występujących w chłodnych środowiskach astrofizycznych ma znaczącą liczbę przejść molekularnych właśnie w zakresie FIR/submm. W obszarze tym przypada m. in. wiele pasm pary wodnej, która odgrywa bardzo ważną rolę w procesie chłodzenia szerokiej klasy źródeł astrofizycznych. Jak dotąd, termiczne pasma pary wodnej były obserwowane tylko sporadycznie i to dla pojedynczych obiektów, a Herschel umożliwi obserwacje wielu różnych przejść wody niemal w trybie standardowym. Woda, choć bardzo ważna, będzie tylko jedną z setek molekuł dostępnych do badania przez Herschela. Można się spodziewać, że nowy satelita przyniesie odkrycia molekuł nigdy dotąd nie obserwowanych w obiektach astronomicznych.

Tabela. Misje satelitarne obserwujące w zakresie podczerwieni i dalekiej podczerwieni

MisjaŚrednica lustra    Obserwowany
zakres dł. fali
  Okres działania
IRAS57 cm8 – 100 ?m1983
ISO60 cm2,4– 240 ?m1995–1998
SWAS55×71 cm538–609 ?m1998–2005
ODIN110 cm517–617 ?m2001–2007
Spitzer85 cm3,6–160 ?m2003–2009?
AKARI69 cm1,7–180 ?m2006–2007
Herschel350 cm55–672 ?m2009–2012?

Patron misji

W trakcie długoletnich przygotowywań do startu satelity misję nazwano roboczo FIRST (od Far InfraRed and Submillimetre Telescope, ang. first oznacza pierwszy). W 2000 r., kiedy obchodzono dwusetną rocznicę odkrycia podczerwieni przez Williama Herschela, satelitę przemianowano na Kosmiczne Obserwatorium Herschela. Pamiętając o wybitnych zasługach W. Herschela na polu astronomii obserwacyjnej, można śmiało uznać, że misja ma godnego patrona. Niektórzy z członków ekipy przygotowującej misję preferują inną, rozszerzoną interpretację nazwy satelity, podkreślając, że patronem misji jest również siostra Williama, Caroline Herschel, która także w dużym stopniu zasłużyła się astronomii obserwacyjnej. Warto dodać, iż nowy satelita będzie obserwował wiele spośród mgławic odkrytych przez rodzeństwo Herschelów.

Teleskop, satelita i jego orbita

Rys. 2 Rys. 2. Porównanie wielkości lustra teleskopu Herschela ze znajdującym się już na orbicie teleskopem Hubble'a i budowa­nym wielosegmentowym lustrem teleskopu Jamesa Webba

Herschel jest wyposażony w jednosegmentowe lustro o średnicy 3,5 m, co czyni go zdecydowanie największym teleskopem, jaki został dotychczas umieszczony na orbicie do obserwacji w podczerwieni (np. Kosmiczny Teleskop Spitzera, który obserwowuje niebo głównie w zakresie bliskiej i średniej podczerwieni wyposażony jest w lustro o średnicy 0,85 m). Porównanie rozmiarów Herschela z wybranymi teleskopami kosmicznymi przedstawiono schematycznie na rys. 2. Mimo dużego lustra, zdolność rozdzielcza (możliwość rozróżniania szczegółów na niebie) teleskopu Herschela będzie mniejsza niż np. kosmicznego teleskopu Hubble'a, ponieważ Herschel ma obserwować na dużo dłuższych falach niż Hubble. W najlepszym razie, tj. w przypadku obserwacji na najkrótszych falach, Herschel będzie mógł rozróżnić szczegóły na poziomie kilku sekund łuku. Chciałoby się rzec, że to niewiele, ale zwierciadło Herschela to największe jednosegmentowe lustro, jakie może się zmieścić w luku bagażowym rakiety Ariane 5, która ma wynieść teleskop na orbitę. W celu osiągnięcia lepszej rozdzielczości kątowej trzeba by zbudować lustro wielosegmentowe, np. jak to budowane dla teleskopu Jamesa Webba, jednak ze względów technicznych takie rozwiązanie jest dużo trudniejsze do realizacji.

Sam satelita ma wymiary 7,5 m (wysokość) na 4 m (szerokość) i waży 315 kg (waga startowa wszystkich instrumentów wraz z paliwem to około 3300 kg). Schemat budowy satelity pokazano na rys. 4. Herschel będzie pracował w temperaturze poniżej 90 K, ale część instrumentów będzie chłodzona nawet do temperatury 0,3 stopnia powyżej zera bezwzględnego. W przypadku obserwacji w dalekiej podczerwieni chłodzenie aparatury naukowej do tak niskich temperatur jest absolutnie konieczne. Instrumenty pomiarowe muszą mieć temperaturę dużo niższą niż obiekty, które mają być obserwowane; w przeciwnym razie promieniowanie własne elementów satelity staje się znacznie silniejsze niż sygnał od obiektów nieba i nie jest możliwe wykonywanie pomiarów z dużą czułością. Chłodzenie aparatury naukowej odbywać się będzie dzięki systemowi opartemu na przepływie helu. Aby zapewnić obserwatorium długi czas życia, satelita ma na pokładzie zbiornik z nadciekłym helem o niebagatelnej pojemności 2200 litrów. Ten sam system chłodzenia ma również obniżyć temperaturę zestawu tarcz satelity (patrz rys. 4), chroniących jego aparaturę naukową przed promieniowaniem Słońca i Ziemi.

Wyniesienie satelity na orbitę planowane jest na 14 maja 2009 r.* Podczas startu Herschel będzie miał towarzystwo. Na pokładzie rakiety Ariane, oprócz satelity Herschel, znajdzie się też teleskop Planck, który ma obserwować kosmiczne promieniowanie tła (patrz ramka 2 i rys. 5). Zauważmy, że wyniesienie dwóch satelitów za pomocą jednej rakiety jest tańsze, ale w razie niepowodzenia strata jest podwójna.

Ramka 2. Misja Planck

Planck jest pierwszą europejską misją satelitarną, której celem będzie badanie mikrofalowego promieniowania tła, pozostałości po Wielkim Wybuchu. Teleskop otrzymał nazwę na cześć niemieckiego fizyka Maksa Plancka, który w 1918 r. został uhonorowany Nagrodą Nobla za prace nad naturą promieniowania elektromagnetycznego. Satelita będzie w stanie badać różnice temperatury mikrofalowego promieniowania ze znacznie większą czułością (na poziomie kilku milionowych stopnia) i lepszą rozdzielczością kątową niż poprzednie misje tego typu, tj. COBE i WMAP. Planck ma pomóc znaleźć odpowiedź na podstawowe pytania kosmologiczne związane z pochodzeniem i ewolucją Wszechświata, poczynając od najwcześniejszych jego etapów. W planach jest także określenie dokładnych wartości parametrów kosmologicznych, zbadanie natury i ilości ciemnej materii, a także natury ciemnej energii. Planck będzie pracował przez 15 miesięcy, z możliwością przedłużenia misji o rok.

W trakcie startu obydwa satelity będą fizycznie połączone. Krótko po wyniesieniu na orbitę, Herschel i Planck zostaną rozdzielone i po dwóch różnych trajektoriach wysłane w kierunku drugiego punktu Largrange'a L2 układu Ziemia-Słońce. Punkt L2 znajduje się na przedłużeniu odcinka Ziemia-Słońce w kierunku przeciwnym niż Słońce. Po około dwóch miesiącach Herschel dotrze w okolice punktu L2, wokół którego będzie poruszał się po rozległej orbicie Lissajous. Punkt L2 jest bardzo odległy — znajduje się 1,5 mln km od Ziemi. Dlaczego wysyłamy Herschela tak daleko? Będąc z dala od Ziemi i Księżyca, satelita może łatwiej osiągnąć stabilizację termiczną poniżej temperatury 100 K, która jest wysoce pożądana dla czułych obserwacji w zakresie podczerwonym. Dodatkowo, osadzenie satelity w okolicach punktu L2 ma tę zaletę, że trzy jasne obiekty jego nieba, tj. Słońce, Ziemia i Księżyc, znajdują się zawsze w tym samym obszarze. Wystarczy więc odwrócić satelitę „tyłem”, tj. tarczą ochronną w kierunku Ziemi/Słońca, aby ich silne promieniowanie nie zakłócało pracy czułych instrumentów na pokładzie Herschela.

Po około 6 miesiącach od startu Herschel rozpocznie rutynowe obserwacje. Okres trwania misji przewidziany jest na trzy lata, z możliwością jej przedłużenia o rok. Oczywiście czas funkcjonowania obserwatorium determinują ograniczone zapasy helu. Herschel będzie teleskopem ogólnie dostępnym dla uczonych na całym świecie. Dwie trzecie czasu obserwacyjnego to tzw. czas otwarty, o który każdy może się ubiegać. Przewidziano 3 terminy zgłaszania wniosków o czas otwarty. Pozostałe 30% czasu zarezerwowano na tzw. programy kluczowe, które były głównym motorem napędowym misji i czas ten jest gwarantowany dla konsorcjów, które zbudowały poszczególne instrumenty.

Instrumentarium Herschela

Rys. 3 Rys. 3. Inspekcja lustra Herschela tuż przed zainstalowaniem go na pokładzie satelity (z materiałów ESA)

Na pokładzie satelity będą umieszczone 3 instrumenty naukowe: HIFI, PACS i SPIRE. Zapewnią one możliwość obserwacji spektroskopowych, spektropolarymetrycznych i fotometrycznych (czyli bolometrycznych — zgodnie z terminologią radioastronomiczną). Poniżej krótko opisano poszczególne instrumenty oraz wymieniono główne zagadnienia naukowe, do jakich aparatura ta będzie wykorzystywana.

HIFI (ang. Heterodyne Instrument for the Far Infrared) jest heterodyną wyposażoną w spektrografy niskiej i wysokiej rozdzielczości. Instrument będzie operował w zakresie długości fal od 625–240 ?m i 212–157 ?m i może pracować jako spektropolarymetr. Zależnie od rodzaju obserwacji, HIFI będzie dawał widma z rozdzielczością od 3 km/s do 0,03 km/s = 30 m/s (czyli z takiego rzędu dokładnością będzie można ocenić prędkość gazu odpowiedzialnego za zarejestrowane struktury widmowe). Na poziomie spodziewanej czułości Herschela są to wartości imponujące, choć typowe dla technik radioastronomii submilimetrowej. W przeciwieństwie do dwóch pozostałych instrumentów, HIFI będzie mógł „patrzeć” tylko na jeden punkt nieba w danym momencie.

Przeznaczenie: ośrodek międzygwiazdowy w Galaktyce: warunki fizyczne (w szczególności środowiska gorące i gęste), warunki chemiczne (nośniki linii molekularnych), energetyczne, dynamika; powstawanie gwiazd w Galaktyce (warunki fizyczne, chemiczne, dynamiczne, rola wody), ewolucja gwiazd (skład, utrata masy, gwiazdy asymptotycznej gałęzi olbrzymów, mgławice planetarne), Układ Słoneczny (chemia atmosfery Marsa, woda na planetach olbrzymach).

PACS (ang. Photodetecting Array Camera and Spectrometer) jest macierzą odbiorników, które mogą pracować jako kamera lub zestaw spektrometrów. W trybie spektrometrycznym instrument będzie pracował w zakresie 60–210 ?m i osiągał spektralne zdolności rozdzielcze co najwyżej 150 km/s. Jest to bardzo niska rozdzielczość, ale za to PACS jednorazowo będzie produkował widma dla 25 punktów nieba w obszarze 50'×50'. Jako kamera PACS będzie w stanie robić mapy w dwóch pasmach jednocześnie. Jedno z pasm będzie wtedy pochodzić z zakresu 60–130 ?m, podczas gdy drugi kanał instrumentu będzie obserwował w wybranym zakresie długości fali z przedziału 130–210 ?m. W trybie bolometrycznym kamera będzie miała pole widzenia wielkości 1,75'×3,5'.

Przeznaczenie: przegląd fotometryczny obiektów pozagalaktycznych, obszary powstawania gwiazd, wczesny Wszechświat pyłowy, jasne galaktyki podczerwone (0 < z < 1), galaktyki karłowate o małej metaliczności, wczesne etapy formowania gwiazd i pozostałości po tych fazach, jasne i masywne gwiazdy, późne stadia ewolucji gwiazd, Układ Słoneczny.

Rys. 4 Rys. 4. Schemat budowy satelity Herschel (na podstawie materiałów prasowych ESA)

SPIRE (ang. Spectral and Photometric Imaging Receiver) to skomplikowany instrument, który podobnie jak PACS może pracować w trybie spektrometrycznym i bolometrycznym. W trybie spektrometrycznym są dostępne dwie matryce receptorów na 200–300 ?m (matryca ma 37 receptorów) oraz na 300–670 ?m (19 receptorów), których pole widzenia jest kołem o średnicy 2,6'. Spektralna zdolność rozdzielcza instrumentu to w najlepszym razie 300 km/s, więc przy dzisiejszych standardach jest to raczej spektrofotometr aniżeli spektrograf. W trybie fotometrycznym SPIRE zdoła prowadzić jednoczesne obserwacje w trzech różnych pasmach wycentrowanych na 250, 360 i 520 ?m. Dzięki bardzo dużemu polu widzenia wielkości 4'×8' i dużej czułości zastosowanych odbiorników PACS będzie mógł produkować mapy dużych obszarów nieba w bardzo krótkim czasie.

Przeznaczenie: przegląd galaktyk o dużym przesunięciu ku czerwieni z, przegląd gromad galaktyk, efekt Suniajewa-Zeldowicza, pobliskie galaktyki, galaktyki karłowate o małej metaliczności, obszary formowania gwiazd masywnych i tych o małych masach, protogwiazdy, młode obiekty gwiazdowe, ośrodek międzygwiazdowy, fizyka i ewolucja pyłu międzygwiazdowego, produkcja pyłu przez gwiazdy i supernowe, Układ Słoneczny, otoczki wokółgwiazdowe.

Udział Polski w projekcie

Kosmiczne Obserwatorium Herschela jest czwartym ważnym instrumentem Europejskiej Agencji Kosmicznej (ESA) zbudowanym w ramach programu Horizon 2000. W projektowaniu i wdrażaniu misji uczestniczy dziesięć państw europejskich, USA oraz Kanada. Swój wkład w misję ma także Polska, zarówno na poziomie budowy fragmentów aparatury, jak i w sensie przyszłej eksploatacji obserwatorium w ramach czasu gwarantowanego. Całość projektu ze strony Polski jest koordynowana przez Centrum Astronomii im. M. Kopernika z prof. R. Szczerbą na czele. Jako polski wkład instrumentalny w zakładzie Teledetekcji Centrum Badań Kosmicznych PAN zbudowano system zasilania, sterowania i kontroli lokalnego oscylatora, będącego sercem heterodyny HIFI (projektem kierował dr P. Orleański).

Wielu polskich uczonych jest zaangażowanych w projekty naukowe, które mają status gwarantowanych. Większość z nich związana jest z instrumentem HIFI. Można się spodziewać, że wielu z nas będzie także ubiegać się o czas otwarty zarówno na HIFI, jak i na pozostałe dwa instrumenty. Mamy nadzieję, że Herschel będzie teleskopem szeroko wykorzystywanym przez polską społeczność astronomów.

Zadania dla Herschela

Astronomowie postawili przed Herschelem bardzo wiele wyzwań. Część z nich została już zasygnalizowana przy okazji opisu instrumentarium satelity. Poniżej prezentujemy bardziej szczegółowo kilka wybranych programów naukowych, które będą realizowane za pomocą nowego teleskopu kosmicznego.

Ośrodek międzygwiazdowy

Jednym z głównych celów misji Herschel jest badanie chłodnego ośrodka międzygwiazdowego. Przede wszystkim badana będzie materia molekularna. Do tej pory zaobserwowano około 130 molekuł międzygwiazdowych, z których większość to cząsteczki dwu lub trójatomowe. Jest wysoce prawdopodobne, że bardziej złożone molekuły są powszechne w obłokach międzygwiazdowych, ale pozostają niezidentyfikowane ze względu na niedostępność dużych części widma elektromagnetycznego z powierzchni Ziemi. Herschel będzie eksplorował nie zbadany dotychczas zakres widmowy, o którym wiemy z fizyki kwantowej, że zawiera bogactwo przejść molekularnych (rotacyjnych i oscylacyjnych). W związku z tym spodziewamy się zaobserwować wiele nowych struktur widmowych, które należą do znanych już cząsteczek, ale zapewne będzie też tam szereg linii należących do molekuł dotychczas nie obserwowanych w ośrodku międzygwiazdowym. Dysponując obserwacjami dużej liczby linii od wielu molekuł jednocześnie, jesteśmy w stanie dokładnie badać warunki fizyczne i chemiczne ośrodka międzygwiazdowego. Im więcej linii i znanych molekuł, tym lepiej taką analizę można przeprowadzić. Możliwości Herschela w tej kwestii są bezprecedensowe — jednocześnie będzie można obserwować setki linii. Planowane są też obserwacje w specjalnym trybie, tzw. przeglądy widmowe, które dostarczą pomiarów tysięcy przejść dla indywidualnych obiektów, umożliwiając tym samym studia ośrodka międzygwiazdowego na niespotykaną do tej pory skalę.

Czego chcemy się dowiedzieć na podstawie obserwacji molekuł? Przede wszystkim badania nad ośrodkiem międzygwiazdowym skupiać się będą nad wyjaśnieniem, jak przebiega cykl wymiany materii w Galaktyce pomiędzy gwiazdami a obłokami międzygwiazdowymi. Wiemy, że gwiazdy rodzą się z materii gęstych obłoków molekularnych; u kresu swojego życia te same gwiazdy dostarczają do ośrodka międzygwiazdowego chemicznie przetworzoną materię, która po dalszym przeobrażeniu w gęstych obłokach wejdzie w skład nowych gwiazd. Wiele procesów występujących w ramach tego cyklu pozostaje niewyjaśnionych, a Herschel ma duże szanse przybliżyć nas do ich zrozumienia. Ponadto chcemy się dowiedzieć, jak bardzo skomplikowane związki chemiczne mogą się tworzyć w ośrodku międzygwiazdowym. Z obserwacji, którymi obecnie dysponujemy, wynika, że w obłokach międzygwiazdowych mogą powstawać bardzo złożone cząsteczki (największa znana składa się z 13 atomów), ale te najciekawsze zapewne wciąż czekają na odkrycie. Interesująca jest też kwestia, jak ma się chemia ośrodka międzygwiazdowego do możliwości istnienia życia.

Szczególne miejsce w badaniach ośrodka międzygwiazdowego będą miały obserwacje związków tlenu, a przede wszystkim wody. Woda, jako molekuła, jest bardzo obfita w wielu różnych środowiskach astrofizycznych i odgrywa bardzo istotną rolę w procesie chłodzenia gazu. Zajmuje też centralne miejsce w siatce procesów chemicznych, które zachodzą w chłodnych obłokach molekularnych — zarówno w fazie gazowej (jako para wodna), jak i w fazie stałej (lód wodny jest najbardziej obfitym lodem w większości środowisk astrofizycznych). Wydaje się, że H2O jest kluczową molekułą do zrozumienia procesów zachodzących w ośrodku międzygwiazdowym i dlatego też dużo czasu obserwacyjnego Herschela zarezerwowano na obserwacje przejść tylko tej cząsteczki.

Studia ośrodka międzygwiazdowego za pomocą Herschela obejmą też bardzo szeroką problematykę obecności pyłu w tym ośrodku. Jednym z ważniejszych zadań nowej misji kosmicznej będzie wyjaśnienie roli powierzchni pyłu w chemii międzygwiazdowej. Wiadomo, że reakcje chemiczne na powierzchni pyłu muszą zachodzić w ośrodku międzygwiazdowym, ale szczegóły tego typu reakcji są słabo poznane. Herschel niesie też nadzieję na zrozumienie procesów wzrostu i niszczenia ziaren pyłu w ośrodkach molekularnych o różnej gęstości.

Gwiazdy na różnych etapach ewolucji

Szczegółowo będą także badane gwiazdy, poczynając od gęstych obłoków, gdzie widoczne są tylko zwarte jądra kryjące we wnętrzu zalążki gwiazd, po protogwiazdy i młode obiekty gwiazdowe, a kończąc na zaawansowanych ewolucyjnie gwiazdach asymptotycznej gałęzi olbrzymów, gwiazdach Wolfa-Rayeta i mgławicach planetarnych.

Dokładnie rzecz biorąc, Herschel nie będzie obserwował gwiazd bezpośrednio, ale ich najbliższe otoczenie bogate w pył i molekuły. Szczególne miejsce w problematyce badań przygotowanych dla Herschela zajmie proces powstawania gwiazd. Głębokiej analizie poddane będą kolapsujące obłoki molekularne formujące gęste jądra protogwiazdowe. Takie obiekty są chłodne i silnie zakryte przez pył, a więc trudno dostępne obserwacjom w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni. Herschel, operując w zakresie FIR/submm, będzie mógł spojrzeć głęboko w kokony, którymi otoczone są jądra protogwiazdowe. Dostarczy w ten sposób informacji o ich strukturze chemicznej i fizycznej. Zwłaszcza różnorodne warunki chemiczne takich środowisk stanowią ekscytujący temat badań dla Herschela.

Protogwiazdy będą badane poprzez obserwacje otaczających je dysków akrecyjnych i związanych z tymi dyskami wypływów molekularnych (dżetów). Badany też będzie wpływ aktywności protogwiazd na okoliczny ośrodek międzygwiazdowy, np. poprzez obserwacje emisji molekularnej z szoków powstających na brzegach dżetów.

W przypadku gwiazd zaawansowanych ewolucyjnie, jak gwiazdy asymptotycznej gałęzi olbrzymów czy mgławice planetarne, badane będzie bogactwo molekuł produkowanych w ich otoczkach, mechanizm powstawania pyłu i procesy prowadzące do napędzenia wiatrów gwiazdowych. Chemia takich otoczek jest ściśle związana z końcowymi stadiami życia samych gwiazd i w tym sensie obserwacje Herschela wniosą wkład bezpośrednio do badań nad ich ewolucją. Pył i gaz molekularny produkowany przez takie stare gwiazdy trafia do ośrodka międzygwiazdowego, wzbogacając go w ciężkie pierwiastki. Badanie właściwości molekularnych otoczek gwiazd zaawansowanych ewolucyjnie pozwoli więc lepiej zrozumieć także złożony cykl ewolucji chemicznej Drogi Mlecznej i innych galaktyk.

Jak powstają planety

Wśród celów naukowych misji Herschela nie mogło oczywiście zabraknąć tematu planet. Nowy satelita nie będzie bezpośrednio obserwował planet pozasłonecznych. Wiadomo jednak, że proces ich powstawania jest silnie związany z chłodnymi dyskami protoplanetarnymi. Dodatkowo, po głównej fazie formowania się planet, wokół macierzystej gwiazdy pozostać może tzw. dysk szczątkowy. Zarówno dyski protoplanetarne, jak i szczątkowe pełne są pyłu, który może być obserwowany przez Herschela w bardzo kompleksowy sposób. Obserwacje pyłu dostarczą informacji o warunkach fizycznych w dyskach, rozkładzie wielkości ziaren pyłu, pozwolą określić ich skład itd. Dodatkowo, młode dyski protoplanetarne zawierają dużą ilość gazu molekularnego, który może być studiowany dzięki zaawansowanej aparaturze spektroskopowej Herschela. Pozwoli to dogłębnie poznać kinematykę takich dysków i ich strukturę chemiczną. Dzięki tak szerokiemu spojrzeniu na dyski Herschel ma wyjaśnić wiele procesów towarzyszących powstawaniu planet.

Obiekty Układu Słonecznego

Herschel będzie także obserwował pobliskie obiekty, włączając w to ciała naszego Układu Planetarnego. Planowane są obserwacje gęstych atmosfer planet olbrzymów (przypomnijmy, że odkrywcą jednej z nich, Urana, był właśnie William Herschel), jak również atmosfery Marsa i Tytana. Obserwacje te pozwolą zrozumieć złożone procesy zachodzące w tych atmosferach (np. cykl wody w atmosferze Marsa), mają równie ż duże znaczenie dla poszerzenia naszej wiedzy o powstaniu Układu Słonecznego.

Wśród obiektów Układu Planetarnego szczególną uwagę Herschel poświęci kometom. Badana będzie głównie struktura chemiczna tych ciał. Uważa się, że skład materii w nich zawartej jest niemal identyczny jak skład mgławicy, z której uformował się Układ Słoneczny. Badania te dostarczą więc cennych informacji o bardzo wczesnym Układzie Planetarnym.

Komety zawierają dużo lodu wodnego, który odparowuje (sublimuje) w miarę, jak kometa zbliża się do Słońca. Herschel jest czuły na wiele pasm pary wodnej i umożliwi szczegółowe badania tej molekuły w materii kometarnej. Ciekawe, że obserwacje tego typu mogą przyczynić się do głębszego zrozumienia procesu, jaki doprowadził do powstania ziemskich oceanów. Według obecnie przyjmowanego paradygmatu ziemskie oceany powstały z lodu zawartego w małych ciałach wczesnego Układu Planetarnego, głównie w kometach. Poprzez badanie, np. składu izotopowego wody w małych ciałach Układu Słonecznego, można tę hipotezę sprawdzić (i rozszerzyć).

Powstanie i ewolucja galaktyk

Rys. 5 Rys. 5. Herschel zostanie wyniesiony na orbitę razem z satelitą Planck, przy czym Planck zajmie dolne partie luku rakiety. W trakcie startu i w początkowych fazach lotu obydwa satelity będą ze sobą połączone (z materiałów ESA)

Innym ambitnym celem misji Herschela jest badanie źródeł na odległościach kosmologicznych, czyli obiektów na tyle odległych, że ich światło pochodzi z zamierzchłych epok ewolucji Wszechświata. Chodzi tu głównie o bardzo wczesne galaktyki, które uformowały się krótko po narodzinach Wszechświata. Według przewidywań teoretycznych powinny być one stosunkowo jasne w dalekiej podczerwieni i zakresie submilimetrowym. Ostatnie obserwacje za pomocą teleskopów naziemnych i misje satelitarne, takie jak ISO, pokazały jednak, że na dużych odległościach znajduje się mnóstwo obiektów bardzo jasnych w zakresie FIR/submm — o wiele więcej niż przewidywano. Okazuje się, że te najwcześniejsze galaktyki były pełne pyłu, a proces narodzin gwiazd w tych systemach był wyjątkowo efektywny. Wiele młodych i gorących gwiazd wydajnie podgrzewało okoliczny pył. Tak się składa, że pył ten świeci jasno w zakresach widma specyficznych dla Herschela. Dzięki temu nowy satelita będzie mógł badać bezpośrednio procesy gwiazdotwórcze w obiektach wczesnego Wszechświata i rozwiązać zagadkę pochodzenia dużych ilości pyłu w młodych galaktykach.

Kilka z projektów obserwacyjnych Herschela przewiduje stworzenie przeglądu galaktyk na różnych odległościach, począwszy od obiektów Grupy Lokalnej, a skończywszy na galaktykach o dużych przesunięciach ku czerwieni z. Analizowany będzie skład materii molekularnej tych galaktyk, zawarty w nich pył oraz będą badane warunki fizyko-chemiczne ich ośrodków międzygwiazdowych. Głównym celem tych projektów jest prześledzenie ewolucji galaktyk. Chcemy się dowiedzieć, jak zmieniała się metaliczność galaktyk i jak przebiegało z czasem tempo produkcji gwiazd. Ciekawe jest też, jak ewoluował stosunek ilości pyłu do gazu w ośrodku międzygwiazdowym i czy wielkość ta zależy od typu morfologicznego galaktyki. Dużo uwagi poświęci się też aktywnym centrom galaktyk. Analiza bezpośredniego otoczenia ich aktywnych obszarów będzie się głównie opierać na obserwacjach linii pary wodnej.

Będą też badane galaktyki najbliższe, które znajdują się w sąsiedztwie Drogi Mlecznej. Dla przykładu jest planowany przegląd lokalnych galaktyk karłowatych o bardzo niskiej metaliczności. Pył i gaz w takich galaktykach przypomina pod wieloma względami ośrodek charakterystyczny dla galaktyk młodego Wszechświata. Jako bardzo odległe, młode galaktyki nie mogą być badane tak szczegółowo, jak lokalne. Poprzez badanie procesów zachodzących w pobliskich galaktykach karłowatych o niskiej metaliczności mamy nadzieję lepiej zrozumieć procesy zachodzące w obiektach młodego Wszechświata.

* * *

Zgodnie z optymistycznymi przewidywaniami Herschel rozpocznie regularne obserwacje naukowe już pod koniec 2009 r. Krótko po tym możemy spodziewać się swego rodzaju rewolucji w astronomii obiektów typowych dla zakresu FIR/submm. Jak pokazano powyżej, problematyka badań związanych z misją Herschela jest bardzo szeroka, toteż rewolucja obejmie wiele ważnych dziedzin współczesnej astrofizyki. Przede wszystkim, nowy satelita da wyjątkową możliwość postępu w szeroko rozumianej astrochemii, ponieważ wreszcie uzyskamy dostęp do wielu ważnych molekuł, które nie mogły być wcześniej badane. Jednak najciekawsze zapewne będą te odkrycia, których na etapie planowania misji nie można było przewidzieć. Jak wyraził się Galileusz: „Może z czasem zobaczymy rzeczy, których, jak dotąd, nie możemy sobie wyobrazić”.

Maja Kaźmierczak i Tomasz Kamiński są absolwentami astronomii w Toruniu, a obecnie doktorantami: Ona w UMK, a On w CAMK-u w Toruniu. Oboje są zaangażowani w projekty naukowe realizowane za pomocą teleskopu kosmicznego Herschela

(Źródło: „Urania — PA” nr 4/2009)