        P 49 (2021/2022) 618 Infrardeča astronomija in vesoljski teleskop JWST J J Vsak del elektromagnetnega spektra nudi svoje- vrstne informacije o vesolju. Infrardeča svetloba je med drugim bistvena za opazovanje novoroje- nih in mladih zvezd, za študij atmosfer planetov okoli drugih zvezd in pri iskanju najbolj oddalje- nih zvezd in galaksij v vesolju. Pred kratkim so astronomi v vesolje poslali vesoljski teleskop JWST, ki nam bo ponudil povsem nov pogled na infrardeče vesolje. Konec decembra 2021 je svet spremljal izstreli- tev rakete z dragocenim tovorom na krovu, vesolj- skim teleskopom JWST. Pričakujemo, da bo teleskop v astronomijo prinesel podoben napredek, kot ga je vesoljski teleskop Hubble. Teleskop, ki naj bi deloval vsaj desetletje, bo prva prava opazovanja opravil na začetku poletja, ko bodo znanstveniki uspešno kon- čali testiranje vseh sistemov. Teleskop JWST je teleskop presežnikov. Več kot trideset let je trajalo od prve ideje o teleskopu do iz- strelitve. Gre za enega izmed najdražjih observato- rijev v zgodovini znanosti. Glavno zrcalo teleskopa, sestavljeno iz 18 heksagonalnih pozlačenih zrcal, je s premerom 6,5 m največje zrcalo, kar smo jih do sedaj poslali v vesolje. Najpomembnejša lastnost te- leskopa je, da zbira infrardečo svetlobo. JWST ne bo prvi vesoljski infrardeči teleskop, bo pa daleč najbolj zmogljiv. In prav infrardeči svetlobi se gre zahvaliti, da je projekt tako zapleten in drag. Zemljina atmosfera in infrardeča svetloba Ni naključje, da so naše oči najbolj občutljive na vi- dno svetlobo. Svetloba z valovno dolžino med 300 in 700 nm potuje skozi atmosfero skoraj neovirano in temu so se prilagodile naše oči. A vidna svetloba je le manjši del elektromagnetnega spektra. Poleg vidne svetlobe atmosfera prepusti še del radijskega valovanja in nekaj ožjih pasov v infrardečem delu spektra, medtem ko svetloba visokih energij (ultravi- jolična svetloba, rentgensko sevanje, sevanje gama) ne doseže površja. Infrardeča svetloba zavzema valovne dolžine med nekaj manj kot enim µm in vse do enega mm. Ši- roki pas večkrat razdelimo na bližnjo infrardečo (λ ≤ 20 µm) in podmilimetrsko območje, kar je povezano z različnimi teleskopi in detektorji, ki jih potrebu- jemo za opazovanje teh dveh delov spektra. Večino infrardeče svetlobe absorbirajo molekule vode, ozona in ogljikovega oksida v atmosferi (slika 1). Z Zemlje lahko opazujemo le svetlobo ozkih spektral- nih območij, ki jih atmosfera ne absorbira. Za čim boljši rezultat opazovanja je teleskop potrebno po- staviti čim višje, tako da je med teleskopom in veso- ljem čim manj atmosfere. 0.0 2.5 5.0 7.5 10.0 12.5 15.0 17.5 20.0 Valovna dolžina [μm] 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Pr ep us tn os t H2O CO2 CO2 O3 H2O O3 CO2 H2O SLIKA 1. Prepustnost atmosfere v območju infrardečih valovnih dolžin. Označeni so nekateri izmed glavnih plinov (CO2, H2O, O3), ki absorbirajo svetlobo. Atmosfera absorbira praktǐcno vso sve- tlobo med 20 µm in 1 mm. Model prepustnosti je bil iz- računan s pomočjo aplikacije SKYCALC Evropskega južnega observatorija.         P 49 (2021/2022) 6 19 Poleg atmosfere opazovanje na Zemlji otežuje tu- di termično sevanje teles. Zemlja, atmosfera in vsako telo s temperaturo nekaj sto K sevajo infrardečo sve- tlobo. Opazovanja nad λ ∼ 5 µm z Zemlje zaradi termičnega sevanja, ki povsem preplavi šibki signal astronomskih teles, postanejo bolj ali manj nemo- goča. Dolgovalovni del infrardečega spektra je vsaj delno dosegljiv v višjih delih atmosfere, zato so v preteklosti tja večkrat pošiljali balone in letala z in- frardečimi teleskopi. Za dostop do celotnega infrar- dečega spektra in za najbolj občutljiva opazovanja pa moramo teleskop poslati v vesolje. SLIKA 2. Ilustracija vesoljskega teleskopa JWST. Avtor: NASA GSFC/CIL/Adriana Manrique Gutierrez JWST: daleč stran, zaščiten in zlat Teleskop JWST bo opazoval v območju od 0,6 do 30 µm. Termično sevanje Zemlje moti opazovanje pred- vsem svetlobe daljših valovnih dolžin, zato so znan- stveniki teleskop poslali daleč stran od planeta. Nje- govo delovno okolje bo tako imenovana druga La- grangejeva točka ali L2. V vrtečem sistemu Sonca in Zemlje se nahaja pet Lagrangejevih točk, kjer je vsota vseh sil enaka nič1. Točka L2 leži približno 1,5 milijona km od Zemlje, pri čemer je Zemlja vedno med točko in Soncem. Ta točka je pravzaprav la- bilna: če pripeljemo teleskop v to točko, bo sčasoma odplaval stran. JWST se bo zato gibal okoli L2 točke 1Pri tem zanemarimo gravitacijski vpliv drugih planetov. v posebni orbiti, pri čemer bo za vzdrževanje orbite potrebnega zelo malo goriva. Teleskop bo ves čas obrnjen stran od Zemlje in Sonca. Slednje je še posebej problematično, saj ob- čutno segreva teleskop in instrumente v njem2. Za- dnja stran teleskopa, ki gleda proti Soncu, je zašči- tena z večslojnim ščitom velikosti teniškega igrišča. Zunanja sončna stran ščita ima temperaturo od 290– 320 K, notranja ohlajena stran, kjer je teleskop z in- strumenti, pa okoli 40 K. Trije izmed štirih instru- mentov za delovanje potrebujejo temperaturo pod 50 K. Četrti instrument, ki bo opazoval najdaljše va- lovne dolžine, pa je potrebno še dodatno hladiti s tekočim helijem do temperature pod 7 K. Ena izmed karakteristik teleskopa je glavno zrca- lo, sestavljeno iz 18 heksagonalnih zrcal. Razlog za takšno konstrukcijo je dvojen. Težko je narediti tako veliko zrcalo iz enega kosa. Obenem pa nimamo na voljo dovolj velike rakete, s katero bi lahko izstre- lili teleskop s tako velikim zrcalom – zrcalo in ščit je bilo potrebno med izstrelitvijo zložiti in kasneje v vesolju razpreti. Tudi zlata barva zrcal ni naključna. Zlato namreč zelo dobro odbija infrardečo svetlobo, veliko bolje kot bolj klasična materiala, aluminij in srebro. Dobra odbojnost pomeni, da bo manj sve- tlobe izgubljene na poti proti detektorju. Večina zr- cala je pravzaprav zgrajenega iz berilija, močnega materiala, ki se zelo malo odziva na temperaturne spremembe. Čez berilij je nanešena le tanka plast zlata. Informacije v infrardeči svetlobi Poglejmo si nekaj glavnih področij astrofizike, kjer infrardeča svetloba igra pomembno vlogo. Medzvezdni prah in mlade zvezdne populacije V medzvezdnem prostoru se nahajajo oblaki plina in prahu. Snov v oblakih je izjemno redka: gostote ato- mov in molekul v oblakih se običajno gibljejo med 100 in 10000 delcev na kubični centimeter, medtem ko imajo najgostejši molekularni oblaki do stokrat večje gostote. Kljub majhnim gostotam pa ti razse- 2Vesolje ima resda zelo nizko temperaturo, a ker je obenem bolj ali manj prazno, se lahko teleskop ohlaja le preko sevanja in ne preko bolj učinkovite konvekcije.         P 49 (2021/2022) 620 SLIKA 3. Meglica Laguna v vidni (levo) in infrardeči svetlobi (desno). Sve- tloba daljših valovnih dolžin razkrije zvezde, ki so v vidni sve- tlobi zakrite za zaplatami prahu. Večina teh zvezd je oddalje- nih, nekatere pa so mlade, pravkar rojene zvezde v meglici. Obe sliki sta bili posneti z Vesoljskim teleskopom Hubble. Avtor: NASA/ESA/STScI žni oblaki spreminjajo izgled tako posameznih zvezd kot galaksije kot celote. Vzemimo zvezdo, ki se nahaja za oblakom prahu. Med potovanjem skozi oblak se del njene svetlobe siplje na prašnih delcih. Nekaj svetlobe prašni delci absorbirajo in jo izsevajo (v drugih valovnih dolži- nah) v naključni smeri. Posledično se torej nekaj svetlobe v oblaku izgubi. Temu pojavu pravimo ek- stinkcija. Prašni delci ne sipljejo vse svetlobe enako učinkovito. Svetloba z valovno dolžino večjo od ve- likosti prašnega delca bo delec bolj ali manj prešla. Ekstinkcija je torej veliko močnejša v modri svetlobi kot v rdeči. Ta pojav je med drugim odgovoren za rdeče sončeve zahode na Zemlji. Če ekstinkcijo po- gledamo bolj podrobno, je sicer odvisna tudi od ve- likosti in kemične sestave prašnih delcev. Z infrardečo svetlobo torej lahko pogledamo za in v prašne oblake. Še posebej zanimivo je raziskati področja, kjer se rojevajo zvezde. Na slikah meglic v vidni svetlobi običajno vidimo temne pasove – v takšnih najbolj prašnih delih galaksije se skrivajo zvezdne porodnišnice. Tako dobimo vpogled v za- pleten proces nastanka zvezd. Med drugim nas za- nima, kako molekularni oblaki razpadejo v zvezde, kakšne mase ima novorojena populacija zvezd in ka- kšno vlogo pri tem igrajo zastopanost težkih kemič- nih elementov, magnetna polja in turbulence v mole- kularnih oblakih. Oddaljene galaksije in zvezde V dvajsetih letih prejšnjega stoletja so znanstveniki ugotovili, da se vesolje širi. Oddaljene galaksije se od nas oddaljujejo: bolj ko je galaksija oddaljena, hi- treje se oddaljuje. Širjenje vesolja ima zanimiv vpliv na svetlobo, ki jo galaksije izsevajo. Valovna dolžina svetlobe, ki potuje skozi širajoče se vesolje, se raz- tegne in pomakne proti daljšim valovnim dolžinam. Spremembi valovne dolžine zaradi širjenja vesolja pravimo kozmološki rdeči premik. Bolj ko je gala- ksija oddaljena, večji je rdeči premik, kar opišemo z enostavno enačbo λizmerjena λizsevana = 1+ z, kjer sta λizmerjena in λizsevana izmerjena in izsevana valovna dolžina, z pa rdeči premik. Najbolj odda- ljene galaksije, kar smo jih do sedaj detektirali, ima- jo rdeči premik z ≈ 11. Rdeči premik je priročna ko- ličina, ki pa nam sama po sebi ne pove, kako daleč se nek objekt nahaja. Povezava med rdečim premikom in razdaljo je nelinearna in je odvisna od privzetega modela širjenja vesolja, podkrepljenega z opazoval- nimi podatki. Rdeči premik ima pomembno posledico za opazo- vanje in raziskovanje galaksij. Recimo, da z našim teleskopom opazujemo galaksije v vidni svetlobi pri λizmerjena = 550 nm. Galaksija, ki leži na rdečem pre- miku z =0,1, 0,5, 2,0, bo zajeto svetlobo pravzaprav izsevala pri λizsevana = 500, 366, 180 nm. Opazovanja galaksij na različnih oddaljenostih v tem primeru ne moremo primerjati, saj opazujemo povsem različne dele spektra. Za pravilno primerjavo moramo torej bolj oddaljene galaksije opazovati pri daljših valov- nih dolžinah. Še ena posledica rdečega premika je, da zelo od- daljenih galaksij ne moremo videti v vidni svetlobi. Galaksija ne izseva veliko svetlobe z valovno dolžino manjšo od 120 nm. Delno je za to kriv prah, saj je ekstinkcija v ultravijolični svetlobi zelo visoka. Še večji problem pa je medgalaktični plin, ki absorbira svetlobo pod ∼ 120 nm. Če opazujemo pri λizmerjena = 550 nm, potem lahko v ultravijolični svetlobi opa- zujemo samo galaksije do z ∼ 550/120−1 = 3,6. Za bolj oddaljene galaksije moramo opazovati pri dalj- ših valovnih dolžinah. Za iskanje in opazovanje naj- bolj oddaljenih galaksij moramo torej poseči po in- frardeči svetlobi.         P 49 (2021/2022) 6 21 SLIKA 4. Ilustracija kozmološkega rdečega premika. Absorpcijske črne črte vsaka galaksija vsebuje v izsevanem spektru pri enaki va- lovni dolžini. Ker pa galaksije ležijo na razlǐcnih oddaljenostih, se razlǐcno hitro oddaljujejo. Njihov spekter svetlobe je prema- knjen proti daljšim valovnim dolžinam, čemur pravimo kozmo- loški rdeči premik. Nadejamo se, da bo JWST pogledal še dlje in omo- gočil odkritja še bolj oddaljenih galaksij. V astrono- miji je oddaljenost povezana s starostjo vesolja: bolj oddaljena ko je galaksija, mlajše je bilo vesolje, ko je izsevala svetlobo, ki jo opazujemo danes. Z novim teleskopom bomo verjetno lahko opazovali prvo ge- neracijo galaksij v le nekaj sto milijonov let starem vesolju. Zanima nas, kako so te galaksije nastale in se razvijale. Upamo, da bomo lahko povedali kaj več tudi o prvih generacijah zvezd. Med drugim želimo razjasniti osupljiva opažanja, da že zelo mlade ga- laksije vsebujejo ogromno prahu in da se v njihovih središčih nahajajo supermasivne črne luknje. Eksoplaneti Okoli večine zvezd v galaksiji krožijo planeti. Med več kot pet tisoči odkritih eksoplanetov najdemo vroče Jupitre, super-Zemlje in male Neptune, ledene velikane in tudi manjše kamnite planete. Planeti se gibljejo v najrazličnejših konfiguracijah, ki se veči- noma razlikujejo od razporeditve planetov v Oson- čju. Prek študija eksoplanetov želimo razumeti rast in razvoj planetov (tako v Osončju kot v splošnem). Planetologi, skupaj z astrobiologi in geologi, obenem poskušajo razumeti proces nastanka življenja. In- frardeča svetloba pri tem zopet igra pomembno vlogo. Eden izmed instrumentov teleskopa JWST vsebuje koronograf. Funkcija koronografa je, da med slika- njem prekrije svetlo zvezdno ploskev, s čimer omo- goči opazovanje manj svetle okolice. Na ta način lahko direktno slikamo temne eksoplanete. Običajno planete vidimo, ker se od njih odbija svetloba go- stujoče zvezde. Detektiramo lahko predvsem velike plinaste velikane na relativno širokih orbitah. Ko- maj rojeni plinasti velikan je še tako vroč, da sam seva v infrardeči svetlobi, kar tudi načeloma lahko detektiramo. Korongraf in infrardeči instrument sta uporabna tudi za opazovanje protoplanetarnih dis- kov plina in prahu. V tem primeru lahko opazujemo prve korake v razvoju eksoplaneta. Življenje, kot ga poznamo za obstoj, potrebuje at- mosfero, zato je eden izmed ciljev teleskopa JWST tudi podrobno opazovanje atmosfer večjega števila eksoplanetov. Med potovanjem planeta preko plo- skve gostujoče zvezde posnamemo spekter zvezde. Del svetlobe zvezde potuje skozi planetovo atmos- fero, pri čemer atmosferski plini absorbirajo del sve- tlobe pri točno določenih valovnih dolžinah. Iz do- bljenega spektra nato preberemo, kateri plini se na- hajajo v atmosferi. Opazovanje atmosfer plinskih velikanov je postala že rutina, JWST pa bo omogo- čil tudi opazovanja atmosfer manjših kamnitih pla- netov podobnih Zemlji. Kot je bilo že omenjeno, se v infrardečem spektru med drugim skrivajo podpisi plinov, kot so voda, ogljikov dioksid in metan. Zaključek Teleskop JWST lepo ilustrira, na kaj vse morajo biti inženirji pozorni pri načrtovanju. Vse se začne z znanstveniki, ki bi radi raziskali določen problem. S tem nekako že izberemo valovno dolžino, v ka- teri želimo opazovati. Nato sledi vrsta dejavnikov, kot so sevanje Zemlje, izbira materialov, tempera- tura delovanja in nenazadnje razpoložljiva sredstva, ki vplivajo na izgled in funkcionalnost končnega in- strumenta, teleskopa ali observatorija. A projekt je vreden časa in denarja, saj nam bo razkril vesolje v povsem novi luči. Vprašanja Naloga 1 V grobem lahko predpostavimo, da je Zemlja črno telo, to je idealizirano telo, ki absorbira vso vpadno svetlobo. Takšno telo s temperaturo T seva termično svetlobo z dobro definiranim spektrom. Wienov za- kon nam pove, pri kateri valovni dolžini λmaks črno           P 49 (2021/2022) 622 telo izseva največ svetlobe: λmaks = b T , kjer je b = 2,88×10−3 m·K. Pri kateri valovni dolžini izseva največ svetlobe Zemlja, če je njena tempera- tura 20 stopinj Celzija? Naloga 2 Ekstinkcijo običajno merimo v magnitudah. Spre- membo gostote toka svetlobe zaradi potovanja skozi prašen oblak v tem primeru lahko zapišemo kot Fizmerjen,V = Fizsevan,V10−0,4AV , kjer sta Fizmerjen,V in Fizsevan,V izmerjena in izsevana gostota toka vidne svetlobe, AV pa ekstinkcija vidne svetlobe v magnitudah. Tipične vrednosti ekstinkcije so: AV = 0,2 mag v primeru, da je med nami in zvezdo samo medzvezdni medij in da se zvezda ne nahaja predaleč. AV = 0,5−5 mag vrednost ekstincije v smeri proti zvezdam znotraj meglice Laguna (slika 3). AV > 15 mag je običajna vrednost ekstincije v smeri proti centru galaksije. Koliko vidne svetlobe zvezde je izgubljene v vsakem izmed treh primerov? Naloga 3 Galaksija GN-z11 je trenutno najbolj oddaljena galaksija, kar jih poznamo. Njen rdeči premik je z = 11,1. Ali lahko to galaksijo detektiramo z instrumen- tom, ki opazuje pri valovni dolžini λ = 1200 nm? Radi bi opazovali emisijski črto vodika Hβ, ki jo galaksija izseva pri valovni dolžini λ = 486 nm. Pri kateri valovni dolžini bi morali opazovati? Je to mogoče z Zemlje? ××× ̌  ̌  49/5 Pravilna rešitev na- gradne križanke iz pete številke Preseka letnika 49 je Virialni problem. Med pravilnimi reši- tvami smo izžrebali naslednje reševalce: Andrej Oder iz Lju- bljane, Mojca Belec Drenik iz Spodnjega Du- pleka in Stanko Gajšek iz Ljubljane, ki bodo nagrade prejeli po pošti. ×××