Lepší snímky Slunce: Rozhovor s českým astrofyzikem o soustavě teleskopů ALMA

Český vědecký tým si nedávno připsal významný úspěch: Našim astrofyzikům se totiž podařilo vylepšit rozlišení snímků Slunce pořízených observatoří ALMA tak, že jsou nyní pětkrát ostřejší. O podrobnostech jsme si povídali s Miroslavem Bártou ze Slunečního oddělení Astronomického ústavu AV ČR, který působí jako celoevropský koordinátor vědeckého využití zmíněné observatoře pro výzkum Slunce.

Pozorování všehomíra

Díky vašemu výzkumu jsou čeští astrofyzici ve světě vnímáni jako ti, kteří spolu s kolegy ze Spojených států a z Japonska naučili observatoř ALMA pozorovat Slunce. Jak tuto vaši pozici chápete vy osobně a co vám přináší?

Musím přiznat, že je především velmi hektická – protože všechny evropské projekty slunečního výzkumu se zákonitě vždy sejdou na mém pracovním stole. Observatoř se také stále modernizuje a vyvíjí: Právě nyní prochází zásadním vylepšením digitální části příjmu signálu a mým úkolem je zajistit, aby i po uvedeném upgradu bylo stále možné pozorovat Slunce, a hlavně aby observatoř dokázala nově nabízené možnosti interferometru naplno využít. Nejvíc času ovšem mně i kolegům zabírá zpracovávání dat, které pro observatoř děláme jako servis.

Kromě vlastního výzkumu se tedy do značné míry zabýváme právě podporou evropských astronomů, kteří chtějí prostřednictvím observatoře ALMA pozorovat. V pozorováních Slunce jsme v Evropě jediným uzlem s touto expertizou, a proto zodpovídáme za všechny evropské projekty v daném oboru.

V současné době představuje ALMA největší přístroj schopný pozorovat vesmír na milimetrových, a především submilimetrových vlnových délkách. Jak pracuje jejích šedesát šest antén?

Observatoř se rozkládá na plošině Chajnantor v severním Chile, ve výšce 5 040 metrů nad mořem. Tvoří ji šestašedesát dvanáctimetrových a sedmimetrových antén ve tvaru parabolických zrcadel, která umožňují pozorování v oblasti mikrovln o délkách tří desetin až devíti milimetrů. Výjimečné zařízení s vysokou citlivostí z ní ovšem dělá především fakt, že lze do soustavy zapojit všech šedesát šest antén, a jejich celková plocha tak dosáhne 6 500 metrů čtverečních.

ALMA je neobvyklá i tím, že se mohou jednotlivé antény po planině pohybovat. Jejich převoz zajišťují dva speciál­ní transportéry pojmenované Otto a Lore, které je dokážou přesouvat do různých uskupení. Proč je mobilita antén tak důležitá?

Mobilita jednotlivých antén znamená pro pozorování obrovskou výhodu. Mohou tak pracovat ve vzdálenostech od sto šedesáti metrů do šestnácti kilometrů, což soustavě umožňuje zaměřovat různé zdroje rádiového záření ve vesmíru – podobně jako to dělá Very Large Array v Novém Mexiku. Pohyblivých antén je zhruba padesát a míst, kam se mohou přesunovat, existuje víc než třikrát tolik. Dají se tak získat pozorovací uskupení od prostorového uspořádání C-1 po C-10 a v každé z těchto variabilních konfigurací setrvává ALMA zhruba tři týdny až měsíc.

Během dvou let tudíž antény vystřídají všechny konfigurace od nejkompaktnější C-1, kdy se od sebe nacházejí zmíněných sto šedesát metrů, až po C-10, kdy nejvzdálenější z nich dělí šestnáct kilometrů. Čím jsou od sebe antény dál, tím je zároveň větší i rozlišení – populárně řečeno zvětšení – a pořízené snímky zachycují bližší detaily.

Zaostřeno na Slunce

Ve vědeckém světě jste se zapsali jako ti, kdo „naučili“ observatoř správně pozorovat Slunce. Co představovalo výsledek tohoto vašeho snažení?

Vědecký výzkum Slunce se u observatoře ALMA plánoval už od jejího počátku. Nicméně nešlo to „samo“. Bylo především nutné vytvořit procedury, které by umožnily překonat náročné problémy, jež s sebou pozorování naší hvězdy nese. Daných prací jsme se tehdy zúčastnili spolu s vědci ze Spojených států, z Japonska a Evropy. ESO náš uzel pověřila, abychom evropskou účast vedli. A k našim úkolům patřilo zjistit, jak to udělat, aby bylo možné pozorovat tímto citlivým přístrojem i tak jasný objekt jako Slunce. Postupně se nám podařilo vyvinout speciální režim nazvaný Solar ALMA Observing Mode, který od té doby observatoř k pozorování Slunce využívá.

Při jeho vývoji jsme řešili zejména otázku, jak nemít „přeexponovaný“ obraz. Také jsme se museli vyrovnat s vlastním pohybem Slunce mezi hvězdami. Naše procedury jsme nakonec testovali přímo v Chile – konkrétně šlo o metodu zeslabení signálu, jež zabraňuje přeexponování. Zmíněný model jsme odzkoušeli při pozorování Měsíce a výsledky jsme implementovali do procesů observatoře ALMA.

Proč je vlastně pozorování Slunce tak složité?

Tak především Slunce představuje veliký objekt – zabírá celé zorné pole antény. Také je mnohem jasnější, má svou vlastní, poměrně rychlou dynamiku, a navíc se mezi hvězdami rovněž pohybuje. Situace se zásadně odlišuje například od pozorování velmi vzdálených vesmírných objektů, jejichž obraz zabírá jen malou část ve středu zorného pole. Zároveň jsou hodně slabé a na úrovni prostorových škál, jež se dají rozlišit, jsou statické. Signál, který od nich přichází, se proto může shromažďovat i několik nocí. Naproti tomu sluneční astrofyzici mají při pozorování Slunce signálu „až moc“.

Proč tak nízké rozlišení?

ALMA dosud při pozorování Slunce využívala zmíněné kompaktní konfigurace v rozmezí C-1 až C-3, což znamená, že se od sebe antény nacházely velmi blízko. Jaké výsledky to přinášelo?

Jednalo se o ta nejkompaktnější rozestavění. Jen při nejnižších frekvencích signálu ze Slunce jsme byli schopni dosáhnout rozmístění antén v konfiguraci C-4. Naopak při signálu o vyšších frekvencích jsme zůstávali omezeni spíš na kompaktnější konfiguraci C-2. Na nízkých frekvencích jsme tak získali rozlišení asi 1,8 úhlové vteřiny a na těch vyšších jen o málo lepší, kolem jedné úhlové vteřiny – s čímž jsme byli nejen my, ale všichni sluneční astrofyzici silně nespokojeni. V komunitě prostě panovala daleko větší očekávání, a na výsledky svých „neslunečních“ kolegů jsme proto hleděli se závistí.

Kromě toho jiné moderní sluneční přístroje, pracující ovšem na zásadně kratších vlnových délkách, dnes dosahují řádově lepších hodnot: Kupříkladu teleskop Hinode se dostane až na desetinu úhlové vteřiny a velké pozemní dalekohledy jako GREGOR nebo DKIST mohou po matematické proceduře rekonstrukce obrazu poskytnout ještě větší rozlišení.

Takže jste nejspíš pátrali, proč ALMA nedává při pozorování Slunce obrazy v potřebném rozlišení?

Otázka nízkého rozlišení nás skutečně velmi trápila, a tak jsme se začali pídit po příčinách. Při hlubším zkoumání a po diskusi s technickými experty observatoře jsme se dozvěděli, že v tom hraje zásadní roli způsob, jakým se ALMA vypořádává s distorzí neboli zkreslením obrazu vlivem atmosférické turbulence, která se u přímých zobrazení projevuje jako takzvaný seeing. Atmosférická turbulence má totiž původ v ohřevu zemského povrchu a následné konvekci plynu v atmosféře. Díky tomuto zjištění jsme se dozvěděli, proč nemáme obrazy Slunce v potřebném rozlišení, a začali jsme uvažovat, jak situaci vyřešit.

A našli jste řešení?

Pokusili jsme se o to. Při interferometrickém pozorování lze totiž deformace vlnoplochy vlivem atmosférické turbulence určitým způsobem korigovat. Jednu z možností nabízí takzvaný fázový kalibrátor, díky němuž dokážeme zjistit fázová zpoždění vlny na jednotlivých anténách a poté provést potřebné korekce alespoň na dlouhých časových škálách.

Mohl byste nám uvedený způsob korekcí víc přiblížit?

V podstatě to funguje tak, že se ALMA během pozorování zkoumaného objektu typicky každých šest až deset minut přeorientuje na blízký bodový zdroj neboli kalibrátor – většinou kvazar – a měří jeho skutečné fáze, ovlivněné zemskou atmosférou. Snímání kalibrátoru zabere obvykle minutu, načež se všechny antény přesměrují zpět na svůj vědecký cíl. Jelikož u bodového zdroje dokážeme přesně spočítat fáze za ideálních podmínek, jako by tu atmosféra vůbec nebyla, sestaví se ze zjištěných rozdílů korekční tabulka a poté se zpětně aplikuje i na zkoumaný objekt, v našem případě Slunce.

Pro časový interval, kdy je observatoř mezi dvěma kalibračními skeny zaměřena na svůj vědecký cíl, se použije lineární interpolace. Z povahy metody je jasné, že korigujeme jen fázová zpoždění na dlouhých časových škálách, způsobená velkými strukturami v atmosférické turbulenci. 

Dlouhá cesta k cíli

U neslunečních objektů využívá ALMA měření vlastního záření vodní páry. Lze danou metodu uplatnit i u Slunce?

„Tloušťka“ vrstvy vodní páry ovlivňuje nejen absorpci mikrovlnného záření ze zdroje, ale v důsledku změněného indexu lomu má vliv také na fázové zpoždění vlnoplochy. Měření intenzity vodní páry lze tedy opravdu využít ke korekci fázových zpoždění signálů zdroje. Proto astronomové například při pozorování vzdálených galaxií dokážou měřit záření páry a převádět ho na fázová zpoždění se sekundovou kadencí. 

U Slunce se však takto postupovat nedá, protože vodní pára, která je vždycky přítomná, září na teplotě okolo sto padesáti kelvinů. Jelikož ovšem teplota naší hvězdy dosahuje šesti tisíc kelvinů, nastává situace, že je radiometr přezářený a nemůže měřit. A právě proto u Slunce tyto krátkoškálové korekce provádět nedokážeme.

Dokázali jste tedy korekce fázových zpoždění na krátkých časových škálách udělat jinak?

Nakonec se nám to podařilo – právě proto, že je Slunce velmi jasné a dá se snímkovat s vysokou kadencí až dvou desetin sekundy na jeden snímek. Jde o velký rozdíl například oproti galaxiím, u kterých se musí jednat o kadenci nejméně šesti sekund, aby se podařilo zachytit alespoň nějaké fotony. Pokud se snímkování děje na časové škále pod jednu sekundu, zůstávají atmosférické „boule“ takzvaně zamrzlé a během uvedené doby se nestačí nikam pohnout. Takový subsekundový snímek je deformovaný, nicméně koherence vln zůstává zachována.

Na jednotlivých snímcích se sice daná deformace nachází, ale my víme, že se sluneční atmosféra za tak krátkou dobu nepohne a blikání obrazu – tedy zmiňovanou deformaci – musí způsobovat zemská atmosféra. Pro pozorování Slunce tudíž dvě desetiny sekundy z hlediska citlivosti zcela dostačují, protože signálu je až přebytek, jak jsem již zmiňoval.

To byla tedy ona vítězná idea? A začali jste ji na observatoři hned využívat?

Tak rychle to opravdu nešlo. Od původní myšlenky vedla k faktické realizaci ještě poměrně dlouhá cesta. Návrh jsme předložili do soutěže projektů smluvního výzkumu pro Evropskou jižní observatoř v programu ALMA Development Study – a on uspěl. Bohužel v roce 2020 bojoval svět s koronavirem, takže na přidělení dotace a skutečné zahájení výzkumu bylo nutné počkat až do roku 2022, kdy náš tým získal finanční pobídku ve výši sta tisíc eur. Výzkum započal v září 2022 přímo na observatoři v Ondřejově, kam dorazili i zástupci ESO a provedli tam takzvaný kick-off meeting, tedy oficiální zahájení projektu.

Jediní na světě

Ponořil jste se tedy naplno do testování a rozvíjení hlavní myšlenky projektu?

Moje časové vytížení už to bohužel neumožňovalo. Před zahájením prací tak bylo mimo jiné potřeba najít zkušeného kolegu astrofyzika, jenž by se mohl této náročné problematice plně věnovat. Stal se jím doktor Yi Chai, který vystudoval astrofyziku ve Spojených státech a nyní pracuje v našem týmu na Astronomickém ústavu v Ondřejově.

Následovalo testování, jež se odehrávalo nejprve prostřednictvím simulací. Proč právě takto?

Jde o dobrý a finančně nenáročný způsob, jak si „osahat“ prostor různých parametrů. Pozorovací čas si totiž, jak známo, žádá nemalé peníze. Při simulacích jsme se soustředili především na dva klíčové parametry: vlnovou délku či frekvenci, na níž se pozoruje, a číslo, které charakterizuje úroveň atmosférické turbulence, respektive její vliv na časovou proměnlivost fázových zpoždění. V závislosti na uvedených dvou parametrech jsme pak hledali nejdelší možnou základnu prostorového rozmístění antén, na níž by pozorování ještě fungovalo – jinými slovy, jakou největší konfiguraci antén lze vytvořit, aby bylo stále možné následný obraz Slunce bezpečně rekonstruovat.

Jak přesně zmíněné simulace probíhaly?

Pro zpracování i simulace dat nám posloužil software CASA neboli Common Astronomy Software Application a jako vstupní model simulací jsme použili kvalitní snímky Slunce ze sondy Hinode, které jsme obdrželi od kolegy Jana Jurčáka ze Slunečního oddělení a pro naše potřeby jsme si je ještě upravili – především zvětšili. Zjistili jsme, že pro získání rozumného obrazu Slunce lze uplatnit konfiguraci antén C-7, která je pětkrát větší než ty, které jsme používali dosud.

Situace se jevila nadějně a simulace ukázaly, že při pozorování ve sto a dvou stech gigahertzích dokážeme dosáhnout konfigurací C-7 a C-6. Proto jsme simulace ukončili a vyžádali jsme si pozorovací čas, abychom mohli své teorie ověřit experimentálně.

Experimentální ověření pak potvrdilo, že nápad, který jste v projektu předložili, skutečně funguje. Jak jste se cítili coby „vítězové“?

Radost byla opravdu veliká. Najednou jsme stáli na konci cesty, která však vůbec nebyla snadná a vyžádala si od všech zúčastněných mnoho snahy a vytrvalosti. Veškeré úsilí se ovšem vyplatilo, protože jsme se s výsledky dostali na úroveň nejlepších optických dalekohledů, a to s pětkrát větším rozlišením, než ALMA poskytovala doposud. Navíc se uvedeným způsobem podařilo získat naprosto unikátní data, která nemá nikdo na světě.

Konečně úspěch

Kdybyste měl celý náročný výzkumný proces krátce shrnout, jak byste ho popsal?

Na počátku byla motivace, tedy to, že jsme chtěli pozorovat Slunce v lepším rozlišení. A také přesvědčení, že bychom mohli uspět, protože nám stačí velice krátké snímky a signálu je evidentně dost. Nyní se nacházíme ve fázi, kdy jsme svoje nápady experimentálně ověřili, a máme výsledky, které chceme použít nejen pro vývoj metodiky, ale také pro klasický vědecký výzkum. Zároveň bychom rádi vyvinuli matematickou proceduru, která odstraní časovou náročnost zpracování obrazů či dat.

Co všechno by mohly výsledky vašeho výzkumného projektu přinést?

Obecně řečeno radikálně zlepší prostorové a časové rozlišení oproti současným pozorováním Slunce observatoří ALMA, což pomůže výrazně lépe pochopit dynamiku jemné struktury ve sluneční atmosféře. A jako vedlejší produkt nové metodiky, která v budoucnu umožní pozorovat Slunce s vysokým rozlišením všem uživatelům observatoře ALMA, jsme získali dvě zcela unikátní sady dat s pětkrát větším rozlišením než jakákoliv dosavadní pozorování Slunce na milimetrových vlnových délkách. Každopádně veškeré nové informace ze slunečního výzkumu mají pro lidstvo významnou hodnotu: Čím víc totiž budeme o naší hvězdě vědět, tím lépe se nám bude žít.

---

Čtěte také:

Jak se hledají, měří a váží exoplanety: Rozhovor s českým astronomem

Modernizovaný dalekohled na observatoři La Silla bude již brzy pátrat po kandidátech na druhou Zemi, a tudíž i výskyt života. Možné přínosy zmíněného projektu PLATOSpec, ale také nové...