Spektroskopia radiowa Leszek P. Błaszkiewicz

Przez cale stulecia istnienia astronomii obserwatorom był dostępny tylko niewielki fragment informacji docierających z Kosmosu — promieniowanie widzialne. Rozszczepienie światła i uzyskanie widm pozwoliło na poznanie składu oraz wielu parametrów fizycznych gwiazd i mgławic. Sytuacja uległa jednak radykalnej poprawie dopiero z chwilą zaistnienia technicznych możliwości detekcji fal radiowych oraz rejestracji linii widmowych związanych z poziomami energetycznymi molekuł

	Rys. 1. Schemat wyjaśniający zasadę działania radioteleskopu i prowadzenia obserwacji spektralnych na przykładzie radioteleskopu w Piwnicach k. Torunia. Wszystkie zdjęcia są publikowane za zgodą Centrum Astronomii UMK w Toruniu

    Skupiona systemem zwierciadeł energia fal radiowych jest kierowana do systemu odbiorczego — jego pierwsze ogniwo to antena, w której fale radiowe indukują słaby prąd. Sygnał w takiej formie jest wzmacniany niskoszumowymi wzmacniaczami, które — by dodatkowo poprawić ich parametry — są chłodzone metodami kriogenicznymi (w przypadku 32-m radioteleskopu Obserwatorium w Piwnicach k. Torunia system odbiorczy jest chłodzony helem o temperaturze około 15 K). Wzmocniony do satysfakcjonującego poziomu sygnał najczęściej jest mieszany z silnym, sztucznie generowanym sygnałem i przekazywany do urządzeń analizujących.

b) Back-ends

    Sygnał z anteny trafia do analizatora, którym w przypadku obserwacji widm jest spektrograf, a więc urządzenie, dzięki któremu otrzymujemy zapis z możliwą do odtworzenia gęstością strumienia promieniowania w funkcji częstotliwości. Taki format sygnału, rejestrowanego w ostatniej fazie obserwacji, jest uzyskiwany przez podział obserwowanego przedziału częstotliwości na wiele fragmentów — kanałów. W każdym z kanałów prowadzi się niezależny zapis poziomu sygnału, a następnie wyniki łączy się, uzyskując widmo. Schemat takiego urządzenia pokazuje

	Rys. 2. Możliwe przejścia pomiędzy kolejnymi rotacyjnymi lub wibracyjnymi stanami energetycznymi molekuły (strona lewa), a także schemat emisji fotonów w czasie przejścia

2) Mechanizmy promieniowania

    Molekuły tworzące obłoki kosmiczne poruszają się w różnych kierunkach, z różnymi prędkościami. Energia i orientacja molekuł wiąże się ze stanem ich rotacji (czasami też oscylacji), w jakim może się ona znajdować. Stany te są skwantowane, co oznacza, że molekuła nie może posiadać dowolnej energii rotacyjnej, lecz ściśle określoną regułami fizyki kwantowej. Zmiany stanu kwantowego rotacji zazwyczaj są związane z emisją bądź absorpcją energii, co zachodzi na drodze zderzeń (głównie z elektronami) oraz pochłanianiem lub emisją fotonów. Ponieważ odległości pomiędzy poszczególnymi poziomami rotacyjnymi są nieduże, toteż energia fotonów uwalnianych (absorbowanych) w czasie przejść promienistych jest tak mała, że ich częstotliwość zawiera się w przedziale radiowym widma fal elektromagnetycznych — mogą być one rejestrowane dzięki radioteleskopom.

a) Stany kwantowe, powstawanie i kształt linii widmowych

    Energie związane z rotacją (i/lub oscylacją) molekuł przyjmują ściśle określone wartości, których zmiana jest związana z przekazaniem lub pochłonięciem kwantu energii, którego wartość jest równa różnicy energii w stanie początkowym oraz końcowym.

	Rys. 3. Najważniejsze parametry linii widmowej

    W przypadku przejścia od stanu o wyższej energii do stanu o energii niższej następuje emisja fotonu o ściśle określonej energii E, a tym samym ściśle określoną długość fali, zgodnie z regułą E = hν = hc/λ, gdzie h — stała Plancka, ν — częstotliwość fotonu, λ — długość fali, c — prędkość światła.

    Jeśli molekuł będzie wiele, liczba fotonów o danej długości fali może być na tyle duża, że ich obecność zaznaczy się w widmie promieniowania elektromagnetycznego w postaci linii widmowej. Przejście do stanu podstawowego (lub generalnie stanu o niższej energii) odbywa się najczęściej spontanicznie, po bardzo krótkim czasie.

    Wydawać by się mogło, że konkretne wartości energii poszczególnych stanów kwantowych spowodują, iż wszystkie docierające do detektora fotony będą posiadać tę samą energię. Jednakże obserwowane linie widmowe posiadają pewien charakterystyczny profil (patrz

	Rys. 4. Sposób dedukowania informacji na temat gęstości ośrodka na podstawie wzajemnego natężenia poszczególnych linii danej molekuły

a) Pomiar gęstości

    Gdy niezaburzona czynnikami zewnętrznymi molekuła znajduje się we wzbudzonym stanie energetycznym, jest bardzo prawdopodobne, że nastąpi przejście na niższy poziom energetyczny, czemu towarzyszy emisja fotonu. Każdy z poziomów ma swój charakterystyczny czas połowiczny Δt, który oznacza, że po jego upływie połowa wzbudzonych molekuł przejdzie do stanu niższego (jest to oczywiście proces czysto statystyczny i nie jesteśmy w stanie przewidzieć dokładnego momentu przejścia konkretnej molekuły). Jeśli zatem czas pomiędzy zderzeniami powodującymi przejście na wyższy stan energetyczny będzie długi w porównaniu z czasem Δt, wtedy taki stan wzbudzony będzie nie obsadzony przez molekuły. W przypadku ośrodka o małej gęstości, gdzie zderzenia zachodzą rzadko, większość molekuł będzie zajmować tylko najniższe poziomy energetyczne. Zatem w widmie będą dominować linie związane z przejściami pomiędzy najniższymi rotacyjnymi poziomami energetycznymi. Z drugiej strony, w przypadku wysokich gęstości — częstych zderzeń — widmo zawierać będzie więcej linii, także tych związanych z wysokoenergetycznymi poziomami wzbudzonymi

	Rys. 5. Sposób uzyskiwania informacji o temperaturze ośrodka na podstawie wzajemnego natężenia obserwowanych linii widmowych danej substancji (patrz p. 3b)

    W zasadzie położenie każdej obserwowanej linii widmowej jest inne niż to zarejestrowane i zmierzone w układzie nieruchomym związanym z laboratorium. Aby uzyskać rzeczywistą prędkość radialną, należy od wyniku obserwacji odjąć kilka wartości związanych z ruchem odbiornika względem kierunku obserwacji na sferze niebieskiej. Ruch obrotowy Ziemi daje przyczynek 0,465 km/s maksymalnie, a ruch Ziemi wokół centrum układu Ziemia-Księżyc 0,013 km/s. Ruch Ziemi wokół Słońca odbywa się z prędkością 30 km/s, a ruch Słońca wokół barycentrum Układu Słonecznego 0,012 km/s. Słońce porusza się względem układu związanego z lokalną grupą gwiazd z prędkością 20 km/s. Taka redukcja powoduje przeniesienie układu odniesienia obserwacji do Lokalnego Układu Odniesienia (LSR — ang. Local Standard of Rest), co czyni się w przypadku radiowych obserwacji spektralnych już w fazie obserwacji, jeszcze na etapie filtrowania odpowiedniego pasma sygnału z anteny, przed analizą tegoż w spektrografie.

d) Pole magnetyczne

    Niektóre molekuły podlegają oddziaływaniu pola magnetycznego działającego w ośrodku, które wywołuje rozszczepienie poziomów energetycznych — zwane rozszczepieniem Zeemana. Zjawisko to omówię na przykładzie jednej z najprostszych molekuł — rodnika OH.

	Rys. 6. Struktura poziomów energetycznych podstawowego stanu rodnika hydroksylowego OH w obecności pola magnetycznego. Pokazano usytuowanie Zeemanowskich podpoziomów energetycznych oraz możliwe przejścia między nimi

    Każdy z rotacyjnych poziomów energetycznych rozszczepiony jest na dwa podpoziomy wskutek zakłóceń rotacji przez elektrony składników molekuły — jest to tzw. podwojenie L. Z kolei każdy z podpoziomów ulega rozszczepieniu na kolejne dwa podpoziomy, co wiąże się z oddziaływaniem spinów jąder atomowych na rotację — tworzy się struktura subtelna. W stanie podstawowym OH, przejścia promieniste pomiędzy podpoziomami struktury subtelnej odpowiadają za emisję maserową o częstotliwości 1,6 GHz. W obecności pola magnetycznego każdy z poziomów struktury subtelnej ulega rozszczepieniu na kilka podpoziomów wskutek działania na molekułę zewnętrznego pola magnetycznego — powstaje struktura nadsubtelna zwana też strukturą zeemanowską. Rysunek 6 pokazuje układ podpoziomów podstawowego poziomu rotacyjnego molekuły OH i możliwe przejścia pomiędzy nimi. Widać, że w przypadku obecności pola magnetycznego jednej linii widmowej odpowiada kilka linii spolaryzowanych, nieznacznie oddalonych od siebie, zależnie od usytuowania pola magnetycznego

	Rys. 7. Możliwe usytuowanie obserwowanych składników widmowych molekuły OH w zależności od usytuowania pola magnetycznego względem obserwatora. RHC i LHC oznacza promieniowanie spolaryzowane kołowo odpowiednio prawo– i lewoskrętnie

    Odległość pomiędzy poziomami, a co za tym idzie — różnice częstotliwości pomiędzy składnikami zeemanowskimi można wyznaczyć. Dla przykładu wodór neutralny H emituje promieniowanie o częstotliwości ν₀ = 1420 MHz, co wiąże się ze zmianą spinu elektronowego. Obecność pola magnetycznego o natężeniu B powoduje powstanie dwóch linii spolaryzowanych kołowo, położonych symetrycznie względem częstotliwości ν₀, a odległych od siebie o ~2,8×10⁶ B. Jeśli zatem przeciętne pole magnetyczne w obłokach wynosi około 2×10^–5 gausa (1 G = 10^–4 T, 1T [tesla] = 1 Wb/m², 1Wb [weber] = 1 V [volt]·s), wtedy komponenty znajdą się w odległości ~50 Hz.

4. Przykładowe wyniki obserwacji spektralnych

    Obserwacje spektralne dostarczają informacji nie tylko związanych z parametrami fizycznymi obszarów, w których powstają: pokazują też ich dynamikę i pozwalają badać ewolucję niektórych obiektów.

a) Molekuły w sąsiednich galaktykach

    Nie wdając się w szczegółowe omawianie wielkiej liczby prac związanych z radiowymi obserwacjami spektralnymi sąsiednich galaktyk, wspomnę ledwie niektóre z ostatnio przytoczonych faktów.

    Przy pomocy interferometru IRAM były prowadzone obserwacje pyłu oraz molekuły CO w jednej z najodleglejszych znanych dotąd galaktyk: BR 1202-0725. Obserwacje pokazują wyraźnie, że już we wczesnych etapach ewolucji Wszechświata istniały pierwiastki ciężkie; musiały więc zostać utworzone w toku ewolucji najwcześniejszego pokolenia gwiazd. Obserwowana galaktyka wykazuje tak wielkie przesunięcie ku czerwieni, że obserwacje pokazują obraz obiektu powstałego mniej niż miliard lat po Wielkim Wybuchu.

b) Obłoki molekularne

    To miano noszą lokalne zagęszczenia gazu i pyłu w naszej Galaktyce, których głównym, choć nie jedynym, budulcem obłoków jest wodór. W zależności od gęstości, rozmiarów i temperatury obłoku może on występować w stanie podstawowym (wodór atomowy H), zjonizowanym (jony H⁺) lub cząsteczkowym (H₂).

    Skład chemiczny obłoków molekularnych może być niezwykle złożony. Niedawno stwierdzono nawet występowania tam bardziej złożonych związków organicznych. Fakt wykrycia takich molekuł dowodzi, że reakcje chemiczne w obłokach zachodzą szybciej niż się dotąd spodziewano. Obecnie reakcje te są badane w ramach eksperymentu CRESU (badanie tempa reakcji chemicznych w bardzo niskich temperaturach), gdzie symuluje się warunki panujące w obłokach molekularnych. Wyniki pokazują, że mnogość złożonych związków chemicznych występuj ących w obłokach wiąże się z procesami chemicznymi, które w nich zachodzą.

    Najczęstszymi, obok wodoru, składnikami obłoków są molekuły rodnika hydroksylowego OH oraz formaldehyd HCHO.

Zasada działania cyfrowego spektrografu autokorelacyjnego 1. Zasada działania cyfrowego spektrografu autokorelacyjnego W najprostszym przypadku autokorelatora jednopoziomowego sygnał trafia do przetwornika analogowo-cyfrowego, skąd wychodzi w postaci cyfrowej: otrzymujemy 1 — gdy poziom sygnału jest wyższy od średniej lub 0 — gdy jest niższy. Odpowiednia liczba bitów trafia do rejestru autokorelatora (jest to liczba odpowiadająca liczbie kanałów), a także na początku pracy do tzw. rejestru przesuwnego (patrz rys. 1a) Cykl pracy polega na zapełnieniu rejestru, dodaniu pierwszego bitu z rejestru na pierwsze miejsce rejestru przesuwnego, a następnie korelacji obu rejestrów — jeśli w odpowiadających sobie kanałach są takie same znaki, do licznika dodawane jest 1, jeśli różne — dodawane jest 0. Warto zauważyć, że w kanale pierwszym korelacja zachodzi zawsze. Ostatecznie, po zakończeniu obserwacji, jest zapisywany stan licznika w funkcji numeru kanału, czyli tzw. funkcja autokorelacji, będąca transformatą Fouriera widma mocy. Dokonując zatem matematycznej operacji szybkiej transformacji Fouriera (FFT), jesteśmy w stanie odtworzyć widmo z funkcji autokorelacji. Przykład zarejestrowanej funkcji autokorelacji oraz wynikającego z niej widma mocy prezentuje rys. 1b. Ważną rolę odgrywa w procesie pracy autokorelatora czas, który wiąże się z szybkością próbkowania sygnału analogowego. Czas ten w ostateczności decyduje o zakresie częstotliwości obejmowanym w uzyskanym po FFT widmie mocy. 2. Wynik pracy spektrografu: funkcja autokorelacji (górny panel) — pozioma oś opisana jako numer kanału jest związana ze stałą czasową; panel dolny przedstawia wynik działania FFT na funkcję autokorelacji — widmo mocy. Oś pozioma przedstawia częstotliwość, w tym przypadku przetransformowaną na prędkość radialną (patrz p. 3c)     Istnieją oczywiście bardziej rozbudowane systemy, w których sygnał wyjściowy z przetwornika analogowo-cyfrowego posiada jeden lub więcej poziomów pośrednich — korelacja sygnału jest bardziej skomplikowana (dla przykładu cyfrowy spektrograf autokorelacyjny Katedry Radioastronomii w Piwnicach k/Torunia jest urządzeniem dwupoziomowym (jeden poziom pośredni) i posiada 214 (16384) kanałów).     FFT jest metodą bazującą na analizie fourierowskiej opisującej sygnał zawierający częstotliwości harmoniczne. Dla przykładu idealna sinusoida posiada jedną częstotliwość, która uwidoczni się w widmie jako pojedynczy impuls, zaś pozostałe częstotliwości badanej wstęgi nie będą reprezentowane. Jeśli badana funkcja zawiera wiele częstotliwości, ujawnią się one w widmie po dokonaniu operacji FFT. Łatwo zauważyć, że w przypadku funkcji autokorelacji obszar czasu zaszyty jako numer kanału transformuje się w częstotliwość, zaś amplituda w pewną moc względną. Czas w funkcji autokorelacji, związany z szybkością próbkowania, określa wstęgę — badany obszar częstotliwości.

c) Masery w otoczkach wokółgwiazdowych

    Emisja maserowa powstająca w otoczkach gwiazd późnych typów widmowych została szczegółowo omówiona w

10^–7 M/rok

	Rys. 8. Idea pracy spektroskopu. Sygnał jest dzielony na wiele odcinków w zespole filtrów, po czym w każdym z tak powstałych kanałów jest uśredniany i rejestrowany niezależnie

    Profile linii maserowych (w szczególności monitorowane przez długi czas) pozwalają na wyznaczenie prędkości ekspansji otoczki, tempa utraty masy, rozmiarów otoczki i jej dynamiki. Ponadto możemy wnioskować odnośnie do warunków fizycznych (gęstość, temperatura) oraz o polu magnetycznym.

    Badanie maserów w otoczkach różnych typów gwiazd AGB pozwala wyciągać wnioski dotyczące ewolucji gwiazd mało masywnych. Ponadto badanie maserów pokazuje, że otoczki gwiazd w późnych etapach rozwoju mają skomplikowaną strukturę, a wypływ masy najczęściej nie jest sferycznie symetryczny.

d) Masery w obszarach powstawania gwiazd

    Warunków odpowiednich do zaistnienia emisji maserowej, a tym samym do obserwacji i analizy linii maserowych, dostarczają także obszary formowania się gwiazd. Duże ilości materii znajdują się w mniej lub bardziej uporządkowanym ruchu, związanym z zapadaniem się i tworzeniem protogwiazdy. Ponadto w większości młodych systemów materia otaczająca protogwiazdę zaczyna wokół niej ruch wirowy, co ponownie stwarza warunki dla zaistnienia emisji maserowej. Szczególnie uwidacznia się emisja związana z metanolem (CH₃OH) oraz rodnikiem hydroksylowym i wodą.

    Obrazy maserów wykonywane metodami interferencyjnymi pokazują wyraźnie istnienie dysków oraz wielkiej aktywności w postaci silnych wypływów materii.

e) Wszechobecny wodór

    Wodór jest najbardziej rozpowszechnionym i zarazem najprostszym pierwiastkiem we Wszechświecie. W dziedzinie radiowej można obserwować linię wodoru neutralnego oraz linie rekombinacyjne wodoru zjonizowanego.

	Makieta budującego się obecnie submilimetrowego radioteleskopu ALMA złożonego z 64 anten o średnicy 12 m. Teleskop ten jest zlokalizowany na płaskowyżu Chajnantor na pustyni Atacama w Chile, na wysokości 5 000 m n.p.m. Źródło: ESO

    W podstawowym stanie energetycznym wodoru neutralnego istnieją dwa podpoziomy związane ze wzajemnym ustawieniem spinów protonu i elektronu — różnica pomiędzy nimi wynosi 9,43×10^–25 J, co koresponduje z emisją fotonu o częstotliwości 1420,4 MHz lub długości fali 21 cm. Mimo iż prawdopodobieństwo przejścia jest nikłe (raz na 107 lat), to ilość wodoru w przestrzeni międzygwiazdowej powoduje, iż linia 21 cm jest jedną z najsilniejszych obserwowanych. Obserwacje obłoków wodoru były i są wykorzystywane w badaniach struktury i dynamiki Galaktyki.

5. Podsumowanie

    Do dnia 24 sierpnia 2003 r. znanych było 125 molekuł w przestrzeni kosmicznej, dla których zarejestrowano linie widmowe. Aktualny spis Czytelnik odnaleźć może na stronie internetowej o adresie: