SRON - SWS

De canon "Vijftig jaar Nederlands ruimteonderzoek" is opgesteld in 2012.

Sunday Mar 26th, 2023

SWS: Infrarooddetector opent de poort naar astrochemie

De uitdaging
De oplossing
Verdere ontwikkeling
Links

De uitdaging

In 1983 brengt de Nederlandse / Amerikaanse / Britse satelliet IRAS voor het eerst de infraroodhemel min of meer volledig in kaart. Daarvóór is wel bekend dat er verschillende infraroodbronnen bestaan, maar men heeft geen idee hoe het heelal eruit ziet als je door een ‘infraroodbril’ kijkt. IRAS scant de hemel op vier golflengten, bij 12, 25, 60 en 100 micron en die gecombineerde informatie geeft een ruw idee over het spectrum en dus ook over de aard van de bron. IRAS blijkt een enorm succes dat naar meer smaakt. Want de enorme hoeveelheid bronnen op de kaarten roept ook veel vragen op die met de IRAS-gegevens niet kunnen worden beantwoord.

Er is behoefte aan vervolgonderzoek met een infraroodtelescoop die een scherper gezichtsveld heeft en gedetailleerde infraroodspectra kan opnemen. De spectraallijnen in die spectra vertellen niet alleen wat de chemische samenstelling is van een bron, maar ook wat de omstandigheden zijn waarin het gas en stof tot stralen wordt gebracht. Of waar gas en stof juist straling absorbeert. Die telescoop komt er, en heet Infrared Space Observatory (ISO). Hij wordt gebouwd in opdracht van ESA en op 17 november 1995 gelanceerd. Nederland bouwt een van de instrumenten, een spectrometer voor korte golflengten (Short Wave Spectrometer- SWS).
Lees meer: ISOISO is een naar aardse maatstaven vrij kleine telescoop met een opening van 60 centimeter. Hij bevindt zich in een enorme thermosfles waarbinnen de temperatuur met behulp van vloeibaar helium verlaagd is tot enkele graden boven het absolute nulpunt. Dat is nodig om de eigen warmtestraling van de telescoop en de instrumenten zoveel mogelijk te onderdrukken. Alleen dan kunnen de zwakke infraroodsignalen uit het heelal goed worden geanalyseerd. Bij het koelen verdampt het helium en daardoor is de levensduur van dit type cryogeen gekoelde infraroodtelescopen beperkt.

Na de lancering op 17 november 1995 breekt een periode aan van het aanpassen van de omloopbaan om de aarde, het afkoelen van de telescoop en het aanzetten en testen van de instrumenten. De echte wetenschappelijke waarnemingen beginnen op 4 februari 1996. Op 8 april 1998 raakt het helium op. Terwijl de telescoop langzaam opwarmt, voeren astronomen de laatste waarnemingen uit. Op 10 mei 1998 kijkt de Short-Wave-Spectrometer nog naar de emissielijnen van waterstof in de superreus èta Canis Major, een heldere ster die met het blote oog te zien is, links onder de helderste ster aan onze hemel: Sirius in het sterrenbeeld Grote Hond. Op 16 mei 1998 schakelt ESA de satelliet uit..

ISO heeft vier instrumenten aan boord: een infraroodcamera (ISOCAM), een infraroodlichtmeter (ISOPHOT) waarmee ook de polarisatie (voorkeursrichting van het vlak waarin de fotonen trillen) kan worden bepaald, een spectrometer (LWS) voor langgolvige infraroodstraling (45 tot 197 micrometer) en een spectrometer (SWS) voor kortgolvige infraroodstraling (2,4 tot 45 micrometer). De SWS is ontworpen en gebouwd onder Nederlandse leiding met Thijs de Graauw als Principal Investigator (wetenschappelijk projectleider). De vier instrumenten maken alle gebruik van dezelfde telescoop en er is er steeds één actief.

Zoals altijd bij ruimtemissies worden aan de technische oplossing van de te bouwen spectrometer hoge eisen gesteld. Allereerst zit er een limiet op het totale gewicht van het instrument: 9 kilogram. Vervolgens mag de totale inhoud (de omvang) niet meer bedragen dan 10 liter, vergelijkbaar dus met een gewone schoonmaakemmer. Ook worden hoge eisen gesteld aan de kwaliteit van het spectrum: de spectrometer moet zeer kleine details in de spectra zichtbaar maken. En verder voorziet de missie erin dat ISO in een sterk elliptische baan beweegt met als hoogste punt zo’n 70.000 km boven de aarde en als laagste punt 1000 km. Rond dat laagste punt beweegt ISO door de stralingsgordels van de aarde en dan zijn geen zinvolle metingen mogelijk. Maar de elektronica moet wél bestand zijn tegen dit periodiek optredende stralingsbombardement.

De oplossing

Van cruciaal belang voor de prestaties van de SWS is de gevoeligheid. Zowel om zwakke lichtbronnen te detecteren als om kleine details van emissie- en absorptielijnen in het spectrum te kunnen zien. Deze spectrale gevoeligheid wordt uitgedrukt met een getal dat ontstaat door de golflengte te delen door het kleinste verschil in golflengte dat je in het spectrum kunt onderscheiden. Voor de SWS moet dit getal over het gehele meetbereik minstens 1000 zijn. Kijk je bij bijvoorbeeld 10 micron golflengte, dan moet daar de spectrale fijnstructuur te zien zijn tot details van 0,01 micron. Goed genoeg om de belangrijkste spectraallijnen te onderscheiden. Maar voor het golflengtebereik van 12 tot 44 micron worden veel hogere eisen gesteld en moet het getal tussen de 23 000 en 35 000 liggen! Dan zijn zeer fijne spectrale details te zien.
Lees meer : kleine details in het spectrum.Er zijn twee redenen om zeer kleine details in het spectrum zichtbaar te maken. Als de gaswolk waaruit een spectraallijn afkomstig is ten opzichte van de aarde beweegt, zal de spectraallijn verschoven zijn naar het rood (verwijdering) of blauw (nadering). Hoe nauwkeuriger je de positie kan meten, hoe nauwkeuriger je snelheden kunt bepalen. Zelfs snelheidsverschillen binnen de bron, omdat daardoor een spectraallijn breder wordt dan oorspronkelijk. Met hoge spectrale resolutie kun je bijvoorbeeld zien wat er binnen stof- en gasschijven rond sterren gebeurt..

De tweede reden voor de vereiste hoge spectrale resolutie is dat je zeer smalle spectraallijnen kunt zien die ontstaan bij heel bepaalde elektronensprongen in de gasatomen. Zo kun je complexe moleculen herkennen, en precies nagaan wat de omstandigheden zijn waarin het gas zich bevindt (temperatuur, dichtheid). Uit berekeningen blijkt dat juist in het golflengtebereik van de SWS veel van deze interessante moleculen te zien moeten zijn. Als ze zich daar ook echt bevinden natuurlijk. En juist dat moet de SWS nagaan.

De strenge beperkingen in het volume vormen een groot probleem. Want om een hoog spectraal oplossend vermogen te bereiken moet de afstand tussen het element waar het spectrum ontstaat en de detector in principe groot zijn. Dat bereik je alleen als de lichtweg met speciale spiegeltjes kan worden ‘opgevouwen’. Het optisch ontwerp van de SWS, gemaakt door TNO, is dan ook een hoogstandje van technisch vernuft en creativiteit. Bedenk wel dat al die spiegeltjes exact moeten zijn uitgelijnd en de zware trillingen van de lancering feilloos moeten overleven.

Uiteindelijk wordt gekozen voor ‘het in tweeën splitsen’ van de SWS. De ene helft, voorzien van een eigen lichtweg en tralie, werkt in het golfengtebereik van 2,4 tot 13 micron, met een spectraal scheidend vermogen van 1000. Het andere deel meet van 12 tot 45 micron met eventueel het hogere – en bovendien instelbare – spectraal scheidend vermogen. Beide delen hebben ook hun eigen detectoren. Het deel van 2,4 tot 13 micron wordt gemeten met een detector op basis van de stoffen indium en antimoon (InSb, 2,4 tot 4 micron) en van silicium met gallium (SiGa, 4 tot 13 micron). In het andere deel zitten detectoren op basis van silicium met arseen (SiAs, 12 tot 29 micron) en germanium met beryllium (GeBe, 28 tot 45 micron). In het totaal bezit de SWS vier detectorrijen van elk 12 elementen.
Lees meer: de tralies van SWSDe spectra worden gemaakt met behulp van reflectietralies. In de helft waarin de langere golflengten worden geanalyseerd kunnen spiegels worden geplaatst die werken volgens het Fabry-Pérot principe, genoemd naar de beide Franse uitvinders. Het spectrum ontstaat door interferentie die optreedt als je een golf tussen twee spiegelende oppervlakken heen en weer laat weerkaatsen. Door de stand van één spiegel iets te veranderen (over een bereik van maximaal 12 hoekgraden) kan het spectraal oplossend vermogen worden vergroot of verkleind. Het tralie wordt bij gebruik van de Fabry-Pérotspiegels gebruikt om de juiste ‘orde’ van het spectrum te selecteren..

Bij de ‘modus’ met de Fabry-Pérotspiegels horen eigen detectoren (tweemaal twee stuk Silicium-Fosfor, SiP, 12 – 26 micron en Germanium-Beryllium, GeBe, 26 – 44 micron). Vanaf de lichtingang van de SWS zorgen stralingsplitsers er voor dat beide helften van de SWS worden voorzien van drie verschillende lichtbundels. Dat is nodig om het ontstaan van de spectra via interferentie goed te laten verlopen. Cilindervormig spiegeltjes in de vorm van een parabool of torus zorgen ervoor dat het beeld scherp op de tralies worden afgebeeld. De gereflecteerde spectra ondergaan nog een optische correctie voordat ze in de detectorblokken terechtkomen.

In totaal wordt in de ontwikkeling en bouw van de SWS zo’n vierhonderd manjaren werk geïnvesteerd. Goed besteed, want met het zeer doordachte ontwerp blijkt SWS beter te functioneren dan vereist in de specificaties. Bovendien is van tevoren goed nagegaan hoe de signalen van de detectoren moeten worden geanalyseerd. Zo is er ook rekening gehouden met een ‘geheugeneffect’ waarbij de detectoren na het meten van een infraroodfoton ‘hersteltijd’ nodig hebben voor de volgende detectie. Al met al blijkt de gevoeligheid van SWS soms 1500 maal groter te zijn dan van de illustere voorganger IRAS. Er worden meer dan 25.000 spectra verzameld van uitstekende kwaliteit.
Lees meer: resultatenWat vertellen die spectra? Een korte samenvatting voor de verschillende onderzoeksgebieden leert het volgende. Interstellaire ruimte en stervorming. In moleculaire wolken blijkt veel waterdamp en waterijs voor te komen. Dit water speelt een essentiële rol bij de vorming van sterren in dergelijke wolken. De watermoleculen voeren warmte uit de wolk af waardoor die een steeds grotere dichtheid kan krijgen. Misschien is het wel zo dat zonder dit water stervorming heel erg lastig is. Verder ontdekt SWS een bijzonder molecuul, het methylradicaal CH₃. Dit molecuul is op te vatten als een soort halfproduct van waaruit complexe organische moleculen worden gevormd, zoals polycyclische koolwaterstoffen en aromaten (o.a. benzeen), alcoholen en suikers. Het methyl zelf ontstaat uit een reeks van reacties die begint met koolmonoxide, de meest voorkomende basisvorm waarin koolstof en zuurstof vrijkomen uit oude, walmende en exploderende sterren. De SWS-metingen wijzen verder uit dat het stof rond jonge sterren bestaat uit kristallijne silicaatdeeltjes, precies zoals we dat vinden op aarde en elders in het zonnestelsel. Afgaande op de SWS-metingen is planeetvorming overigens een normaal verschijnsel bij het ontstaan van sterren. Oude sterren. SWS heeft spectra opgenomen van oude sterren en gasschillen die door oude sterren zijn uitgestoten, zoals planetaire nevels. Hierin is goed te zien hoe generaties sterren het interstellaire gas en stof voorzien van nieuwe materialen. Zoals zwavel, water en edelgassen als neon en argon die ook in de aardse atmosfeer voorkomen. Zonnestelsel. Met de SWS zijn kometen en planeten onderzocht. Er blijkt een grote overeenkomst te bestaan tussen de materialen die we in het zonnestelsel aantreffen, en de samenstelling van interstellaire wolken waarin jonge sterren ontstaan. Het water in kometen (en op aarde) lijkt rechtstreeks daaruit afkomstig. Ook de complexe moleculen in de atmosferen van de gasreuzen kunnen hun oorsprong vinden in het bouwmateriaal van sterren en planeten. Sterrenstelsels. Op basis van SWS-metingen is voor een aantal sterrenstelsels bepaald wat de stofinhoud is en waaruit het stof bestaat. Hiermee kan worden geconcludeerd dat de cyclus van interstellaire wolken, stervorming en het afgeven van materiaal terug aan de interstellaire ruimte, daar identiek verloopt.

Verdere ontwikkeling

Hoewel de metingen in het voorjaar van 1998 noodgedwongen stoppen vanwege het opraken van de helium-koelvloeistof, is de wetenschappelijke exploratie van de rijke ISO (en SWS) oogst nog niet afgelopen. De gegevens zijn vrij toegankelijk en vormen een bron van allerlei vervolgonderzoek. Jaren na de oorspronkelijke detectie worden nog nieuwe moleculen ontdekt, of worden andere verbanden gelegd. Bovendien zijn de metingen van belang voor de voorbereiding van missies die ISO opvolgen, zoals de Japanse AKARI-missie, de Spitzer Space Telescope van NASA en de Herschel-ruimtetelescoop van ESA. AKARI (2006-2007) is een rechtstreekse opvolger van IRAS en maakt een volledige, gedetailleerde kaart van de infraroodhemel. De Spitzer Space Telescope is een rechtstreekse opvolger van ISO en doet gedetailleerd infraroodonderzoek aan moleculaire wolken, stervorming en extragalactische stelsels.

Het succes van ISO/SWS krijgt een vervolg in de infraroodreeks van Nederlands onderzoek. Een internationaal samenwerkingsverband met meer dan twintig deelnemers staat onder leiding van SRON voor de bouw van het HIFI-instrument voor ESA’s Herschel-satelliet. Met dit instrument reikt het onderzoek tot het verre infrarood en het ‘overgangsgebied’ naar de radiogolven: het submillimetergebied. Bij deze golflengten kijk je deels naar andere processen dan die je ‘ziet’ met ISO/SWS. Zo kun je er sterrenstelsels mee bestuderen die zover weg staan dat het grootste deel van hun straling is terechtgekomen in het (verre) infrarood, als gevolg van de ijtdijing van het heelal. Daarna(ast) zet SRON in op een rol bij een van de toekomstige infraroodmissies via het instrument SAFARI, bedoeld voor de in hoofdzaak Japanse missie SPICA. Over HIFI is een apart venster opgenomen in de categorie Experimenten.

Exploratie van het submillimetergebied gebeurt overigens niet alleen vanuit de ruimte. Het kan ook vanaf het aardoppervlak mits de locatie (letterlijk) hoog en (zeer) droog ligt om de storende invloed van (onder andere) waterdamp in de atmosfeer te omzeilen. In Chili verrijst de Atacama Large Millimeter Array (ALMA), mede onder leiding van Thijs de Graauw, de Principal Investigator (wetenschappelijk projectleider) die met zijn teams ISO/SWS tot zo’n succes wist te maken.