Mechagodzillę w akcji

PTMA

mają niewielkie szanse na uszkodzenie ekranowanych i chłodzonych detekto-rów umieszczonych w ognisku głów-nym (klatka Faradaya) — tym bardziej serwerów w sterowni (wszystkie po-łączenia są światłowodowe). Parabo-liczna czasza o średnicy 32 m została wykonana z precyzją 0,2 mm. Cały radioteleskop obciąża torowisko masą 620 ton i w zależności od ustawienia, może osiągnąć wysokość nawet 10-pię-trowego wieżowca (~38 m). Podczas naszej bytności ten kolos co chwila wydawał infradźwiękowe pomruki i świsty brzmiące niczym Godzilla — potwór z japońskich filmów science fic-tion. Akurat tego dnia RT-4 obserwował niebo na długości fali 1 cm (30 GHz) w ramach projektu OCRA (One

Cen-timetre Receiver Array). Słońce nie

przeszkadzało w tych obserwacjach. Jednak drobne cirrusy podróżujące po niebie nieco pogarszały ich jakość, co mogliśmy zauważyć jako podwyższony poziom szumów na ekranie monitorują-cym cały zakres obserwowanych czę-stotliwości (fot. obok).

OCRA, podobnie jak każdy projekt radioastronomiczny w CA UMK, wyko-rzystuje precyzyjne filtry wąskopasmo-we, strojone na aktualnie obserwowane zakłócenia, zależne od

wykorzystywa-nego pasma. Gdy to nie pomaga, astro-nomowie niejednokrotnie uzgadniają, np. z sieciami komórkowymi, zmianę kierunku propagacji ich sygnału z nie-których stacji przekaźnikowych.

Celem projektu OCRA są między innymi poszukiwania planet wokół

pul-sarów, badania masywnych gromad ga-laktyk i bardzo młodych kwazarów, jak również bliższych obiektów. Na przy-kład obserwowano pozostałości po no-wej z 1670 r. (współczesne oznaczenie — CK Vulpeculae), której współod-krywcą był Jan Heweliusz (szczegóły np.w Biuletynie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych „Proxima” — www.proxi-ma.org.pl, nr 23, s. 28).

D

pulsa-ra. Na miejscu okazało się, że moduł do rejestracji pulsarów aktualnie nie funkcjonuje, ale powinno być możliwe jego uruchomienie po ponownym pod-łączeniu 15-m radioteleskopu RT-3, który będzie wykorzystywany również via internet przez uczniów w szkołach.

Takie obserwacje prowadzono wielo-krotnie w przeszłości. Mielibyśmy wte-dy szansę na zdalne obserwacje lub, co jest bardziej ekscytujące, być może na ponowny przyjazd i spełnienie marzeń w Piwnicach.

Pulsary obserwuje się na przeciw-ległym krańcu pasma radiowego niż OCRA, np. na częstotliwości 609 MHz (długość fali ~50 cm). Aby przesta-wić RT-4 na obserwacje pulsarów na niskich częstotliwościach, należa-łoby wymienić większość detektorów w ognisku głównym radioteleskopu (wraz z chłodzeniem) i przeprowa-dzić kilkudniowe testy, montując filtry na obserwowane zakłócenia. Materiał zebrany w sesji obserwacyjnej pulsara poddaje się obróbce polegającej mię-dzy innymi na złożeniu sygnału z prze-sunięciem czasowym. Jest to analogia do stertowania (ang. stacking) w astro-fotografii optycznej. Wtedy wzmac-niamy sygnał, a szumy się uśredniają. Taką ideę niektórzy koledzy chcieli sprawdzić w praktyce. W szczególno-ści współautor tego sprawozdania (MP) zabrał nawet ze sobą pendrive o po-jemności 128 GB, zamierzając zapisać materiał z krótkiej sesji obserwacyjnej jakiegoś pulsara. Niestety zadanie oka-zało się niewykonalne. Jak uświadomił nam Sebastian Soberski, np. w cią-gu półgodzinnej sesji obserwacyjnej w projektach VLBI radioteleskop RT-4 zapełnia danymi 8 dysków twardych o pojemności 2 TB każdy. Żaden Ko-smos — ot, zwykłe i wygodne do prze-noszenia pudełeczko twardzieli SATA 3.5” pokazane na fot. obok!

PTMA

Naszą uwagę zwrócił stojący w ką-cie sterowni model Wszechświata o symetrii dwunastościanu foremnego, o którym zrobiło się głośno ok. 2004 r., również za sprawą toruńskich naukow-ców (http://www.swietageometria.info/ ksztalty-wszechswiata). Z takiego za-mkniętego Wszechświata nie można się wydostać, ponieważ przeciwległe ściany są ze sobą połączone; wychodząc przez jedną z nich, wracamy przez prze-ciwległą scianę (do podziwiania całego piękna dwunastościanu połączonego przeciwległymi ścianami konieczna jest przestrzeń 7-wymiarowa!). Teoretycz-nie, jeżeli wyjedziemy (choćby rowe-rem jak na fot. obok) prosto przed siebie, a nasz Wszechświat posiada taką syme-trię, to powinniśmy wrócić do początku podróży po pewnym czasie — niestety, niewyobrażalnie długim. Można tę hi-potezę udowodnić prościej. W tym celu należy znaleźć dwa obrazy tego samego obiektu po przeciwnych stronach nieba. Utrudnieniem jest fakt, że zobaczymy ten sam obiekt na innym etapie ewolu-cji. Odkrywcę takiej pary obrazów cze-ka gwarantowana Nagroda Nobla.

Po chwili zadumy filozoficznej nad wielkością i kształtem Wszechświata ruszyliśmy na dalsze zwiedzanie pięk-nego parku, w którym schowały się teleskopy oraz budynek Katedry Astro-nomii i Astrofizyki. Tego dnia tem-peratura dochodziła prawie do 40°C. Maciej Mikołajewski poprowadził nas specjalną trasą przez mocno zacienione alejki. Zobaczyliśmy niefunkcjonują-cy już radioteleskop RT-2, zbudowany w 1957 r., niegdyś wykorzystywany do nasłuchu magnetosfery Jowisza oraz obserwacji Słońca. Nasłuchy ra-diowe burz magnetycznych na Jowi-szu są jak najbardziej możliwe nawet w warunkach amatorskich, zwłaszcza w zakresie 18–24 MHz (lub szerzej 10– –25 MHz). Teoretycznie można

słu-chać całego Układu Słonecznego od 50 kHz do 40 MHz, ale skrajne pasma są silnie tłumione przez zjawiska za-chodzące w jonosferze ziemskiej oraz zakłócenia cywilizacyjne.

Na trasie zwiedzania minęliśmy również statyczny zespół podwój-nych anten skierowapodwój-nych na południe, do codziennego monitoringu stru-mienia energii słonecznej na często-tliwości 127 MHz (fot. poniżej). Jest to interferometr składający się z pary anten o płaskich reflektorach stojących od siebie w odległości 10 długości fali (czyli 23,6 m). Na pasmie 127 MHz nawet pochmurny dzień nie stano-wi przeszkody dla obserwacji. Jest to mało znany, choć najdłużej działający radioastronomiczny projekt obser-wacyjny w Piwnicach, który z mały-mi przerwamały-mi (np. brak obserwacji

w 1986 r.) funkcjonuje od 1960 r. Każ-dego dnia interferometr rejestruje po-między wschodem a zachodem Słoń-ca od 16 (zimą) do 18 (latem) listków interferencyjnych i średnia wartość maksimów listków pomiędzy godziną 9.00 a 15.00 UT składa się na wynik pomiaru strumienia promieniowania naszej gwiazdy dziennej. Ciekawe, że poza normalną procedurą kalibracji strumienia słonecznego (wynikają-cą np. nieliniowości odbiornika, jego wzmocnienia, czułości anteny itp.), należy go pomniejszyć o dość znaczny wkład energii od radioźródeł, takich jak Cassiopeia A (najsilniejsze radioźródło na niebie poza Układem Słonecznym; pozostałość po supernowej, która wy-buchła około 1680 r.) i Cygnus A (ga-laktyka odległa o około 263 Mpc, o ja-sności obserwowanej ~16m).

PTMA

Gospodarze wycieczki