Lo scorso Gennaio ci eravamo lasciati con la promessa che avrei parlato un po’ più in dettaglio di BLAST-TNG, adesso è il momento di spiegarvi per bene in cosa consiste questo progetto in Antartide.
Durante l’inverno 2018/2019 ho raccontato qui su Lega Nerd le mie avventure in Antartide con un diario settimanale con la promessa che avrei poi parlato un po’ più in dettaglio di BLAST-TNG una volta tornato in Italia, ma ho dovuto aspettare un altro po’ prima di scrivere questo articolo.
La ragione dietro questa scelta è che volevo aspettare la conferma definitiva della NASA che avremmo avuto la possibilità di andare quest’anno per terminare il lavoro iniziato lo scorso. Questa conferma è arrivata un paio di settimane fa ed eccomi qui a scrivere di BLAST-TNG.
La prima puntata del diario discuteva di alcuni dei motivi per cui andiamo in Antartide e delle motivazioni scientifiche dell’esperimento. Ho messo il link, ma tanto so che siamo tutti pigri per cui ne discuto anche qui.
Perchè l’Antartide
Perché così posso vedere i pinguini
Seriamente, i motivi sono moltiplici e riguardano il fatto che utilizziamo come piattaforma per il telescopio un pallone che vola a 40 Km di altitudine.
3 t di telescopio + piattaforma più altre 3 t di pallone fanno 6 t (so forte in matematica) di materiale che vola per circa 25 giorni. Ecco, questo sembra essere un problema per tutte le nazioni del mondo che non vogliono 6 t di materiale volante sopra le loro teste, soprattutto considerando che non si può controllare la traiettoria.
Durante i periodi estivi ed invernali, in Antartide si genera un vortice polare ad alta quota che tiene il pallone su una traiettoria circolare, per cui anche se non può essere controllato si può prevederne il percorso.
Visto che il vortice è di inverno perchè non andate li durante quel periodo? Perchè fa freddo.
Il vero motivo è che un pallone come BLAST-TNG ha bisogno di circa 1KW di potenza per funzionare per cui visto che non abbiamo chilometri (o come preferiscono gli americani miglia) di prolunga abbiamo due alternative, o usare pannelli solari o batterie.
Ecco noi usiamo una combinazione di questo, I pannelli solari producono la potenza necessaria e le batterie ci danno una riserva nel caso in cui i pannelli non producano abbastanza potenza.
Pensare di coprire 25 giorni di volo con sole batterie è impensabile per via del peso ed ecco perchè l’inverno è stato scartato.
Le finalità scientifiche
Ovviamente adesso devo parlare un pochetto del perchè lavoriamo per lanciare un telescopio di cui non possiamo controllare la traiettoria e di cui abbiamo la possibilità di controllare solo poche altre cose vista la bassa larghezza di banda a disposizione via satellite.
Nel grafico si vede bene come anche i siti per telescopi migliori al mondo (Large Millimetre Telescope in Messico, ALMA nel deserto dell’Atacama e Mauna Kea alle Hawaii) non possono competere con BLAST.
Beh, l’idea di lanciare un telescopio è perchè vogliamo fotografare la terra e dimostrare che è piatta dovuta al fatto che a 40 Km di altitudine l’atmosfera è praticamente trasparente alle nostre lunghezza d’onda, perchè la pressione residua è ~5mbar (0.005 atm) e le principali componenti che assorbono la radiazione (come il vapore acqueo) sono praticamente assenti.
La quasi totale assenza di atmosfera spiega anche perché possiamo volare di giorno.
Mancando l’atmosfera la luce solare non subisce processi di diffusione. Questi processi sono il motivo per cui a terra anche guardando in direzione opposta al Sole non vediamo il cielo stellato. Poiché questi processi sono assenti ad alta quota ecco che possiamo vedere il cielo come se fosse notte.
In tutto ciò non ho ancora parlato di scienza, per cui è arrivato il momento di parlarne.
BLAST-TNG si occupa dello studio delle polvere insterstellare nella nostra galassia e in particolare di come l’emissione della polvere sia fortemente polarizzata.
Quando qualcuno parla di polvere in contesti astrofisici non si rifiresce alla stessa cosa che potete trovare sotto il divano di casa, ma in genere ci si riferisce a granelli asimmetrici di dimensioni variabili (da 1um a 100um) principalmente composti da silicati o grafite.
Questi granelli hanno la proprietà di assorbire nell’ultrivioletto (UV) e nel visibile ed emettere nel lontano infrarosso / millimetrico (FIR-submm). La temperatura media di questi granelli è di circa 20K (quindi -253C). Vi ho detto anche che questi granelli emettono luce polarizzata in banda FIR-submm, ma tendono anche a polarizzare la luce che li colpisce. Il motivo per cui questo avviene è che in genere si comportano praticamente come un filtro polarizzatore per una macchina fotografica.
.Quello che succede è che i granelli (dato che sono asimmetrici) tendono ad avere l’asse con il momento di inerzia maggiore allineato al campo magnetico galattico. Questo allineamento fa si che se la radiazione che colpisce i granelli è non polarizzata, solo la componente parallela al campo magnetico passa.
Poiché la radiazione incidente è assorbita nell’UV o nel visibile, questa componente non è rilevata da BLAST che osserva nel submm. L’allineamento però fa si che i granelli di polvere emettano preferenzialmente in direzione perpendicolare al campo magnetico.
Poiché i granelli emettono nel submm ecco che la radiazione nel submm è polarizzata. Lo studio della polarizzazione della polvere ci fa quindi comprendere anche la direzione del campo magnetico.
Schema di come la polvere interstellare emette luce polarizzata. Il blu indica radiazione nel visibile mentre la rossa indica radiazione nel submm. Da Shariff, PhD tesi 2016
Ma a me che me ne frega a me che la radiazione emessa dalla polvere è polarizzata? cit.
Come ho detto, l’osservazione della polarizzazione della polvere interstellare fa si che sia possibile studiare il campo magnetico della galassia. Il campo magnetico ha un ruolo fondamentale nel processo di formazione stellare. Inizialmente, si pensava che bastasse calcolare l’energia cinetica della polvere e l’energia potenziale e bum, ecco le tue stelle.
Il problema è che se ti fai questo conto vedi che la nostra galassia dovrebbe produrre qualcosa come 100 stelle l’anno, ma ne produce 1/2. Inoltre, questo calcolo può essere fatto anche per altre galassie anche lontane e si nota che la formazione stellare è di molto inferiore a quella aspettata.
Una delle teorie che può spiegare questa assenza di stelle è che le stelle ci schifano (in fondo abbiamo già rovinato un pianeta, magari in futuro rovineremo una stella) il bilancio energetico con l’energia cinetica e potenziale era sbagliato in quanto manca l’energia del campo magnetico.
Per cercare di comprendere il meccanismo bisogna capire che le linee di forza del campo magnetico possono essere in contrasto con le linee di forza del campo gravitazionale: questo fa si che il collasso gravitazionale alla base del processo di formazione stellare sia rallentato o totalmente stoppato (in base all’allinemento dei campi magnetici e gravitazionali).
Immagine della regione di Vela C. Le zone con un rosso più intenso sono quelle a più alta formazione stellare. Da Fissel 2016, volo 2012 di BLAST
Un altro motivo per studiare la polarizzazione della polvere interstellare è che questa è un forte contaminante per misure di polarizzione di oggetti/aree all’esterno della nostra galassia. Una delle cose interessanti da studiare in banda sub-mm/mm al di fuori della nostra galassia è la radiazione cosmica di fondo. In particolare, si teorizza che la presenza di un certo tipo di polarizzazione nel segnale di fondo cosmico sia la principale prova dell’inflazione.
Il problema è che questo segnale è di diversi ordini di magnitudine più piccolo del segnale emesso dalla polvere. Quindi misurando il segnale di polarizzazione della polvere possiamo caratterizzare questo contaminante e sottrarlo dal segnale di interesse della radiazione di fondo cosmico.
Nel 2014 BICEP2 aveva presentato dei risultati in cui dimostrava la presenza del segnale di polarizzazione osservando la radiazione di fondo cosmico, ma dopo un’accurata analisi (combinata con i dati dal satellite ESA Planck) si è dimistrato che il segnale misurato era solo polvere. Nell’Ottobre 2018, l’esperimento BICEP2, combinato con Keck Array, Planck e il satellite NASA WMAP, ha ulteriormente migliorato le misure sul segnale derivante dalle onde gravitazionali primordiali. Per il momento non hanno ancora trovato un valore finale al parametro r (il parametro che descrive il rapporto tra il segnale dovuto alle onde gravitazionali ed il segnale dovuto al resto delle fluttuazioni primordiali),includendo un analisi della polvere più avanzata (link). Come viene citato nelle conclusioni migliori dati permetteranno di comprendere meglio la polvere e finalmente dare un valore al parametro r.
Lo strumento BLAST-TNG
Ok penso di aver parlato abbastanza di scienza, adesso bisogna vedere come facciamo a studiare la polvere interstellare. Per fare ciò abbiamo bisogno di più di 10 milioni di dollari, 5/6 anni di lavoro, più di 25 persone ed il gioco è fatto, semplice.
Cosa fanno queste 25 persone nell’arco di questi 5/6 anni prima di lanciare BLAST-TNG e prima di analizzare i dati? Tutto o quasi. Ci si occupa della piattaforma, del software di volo, della camera, del sistema ottico, ecc.
Posso quindi scrivere di BLAST per parecchio tempo, ma visto che devo anche lavorare su BLAST e altro non penso sia il caso. Allora cerco di riassumere come BLAST-TNG è costruito dividendo l’argomento in tre categorie: la piattaforma, la camera e il sistema ottico.
La piattaforma di volo
La piattaforma di volo in genere comprende molti sottosistemi, dalla gondola (la struttura su cui viene installato tutta la strumentazione), a sistemi di monitoraggio della posizione, ai sistemi che si occupano di puntare la gondola verso le regioni di cielo di interesse e al sistema di distibuzione della potenza.
Il motore per l’elavazione è nascosto a destra
La gondola deve sorregere tutta la strumentazione senza deformarsi e soprattutto rispettando i criteri NASA. Nel nostro caso è una struttura di alluminio che ha precedentemente volato, per cui siamo piuttosto sicuri della sua resistenza.
Per muovere la gondola e puntarla verso le regioni di interesse utilizziamo tre diversi motori: il pivot, la reaction wheel (ruota di inerzia) e il motore per l’elevazione. Quest’ultimo è semplice, si occupa di cambiare l’elevazione della camera.
Il pivot e la reaction wheel invece lavorano in coppia. La reaction wheel ruota e per la conservazione del momento angolare la gondola ruota in direzione opposta. Il pivot (situato tra la gondola ed il pallone, a cui è connesso con un lungo cavo di metallo chiamato flight train) genera un momento che torce la flight train che quindi agisce con una molla lungo la direzione di rotazione.
Il pivot quindi aiuta la reaction wheel così che il motore della stessa non saturi (bisogna considerare che il vento ad alta quota rischirebbe fortemente di creare questo problema).
Il pivot quindi aiuta la reaction wheel e si occupa di transferire parte del momento angolare dalla gondola al pallone stesso. Pivot e reaction wheel si occupano quindi di muovere la gondola in direzione azimuthale.
Adesso che sappiamo come muovere il telescopio dobbiamo sapere in che direzione muoverlo e dove stiamo puntando.
Per fare questo utilizziamo una combinazione di più sistemi. Il primo sono le star cameras. Queste fanno una foto al cielo e la comparano ad un catalogo.
Per semplificare la ricerca le star camera utilizzano il GPS per restringere il campo in cui ricercare l’immagine uguale a quella scattata. Ovviamente questo processo non è immediato per cui abbiamo bisogno di sistemi che ci forniscano informazioni sulla posizione tra lo scatto di due immagini. Per fare questo utilizziamo diversi sensori come giroscopi ad alta sensibilità, magnetometri, inclinometri e sensori solari.
Le due star camera di BLAST-TNG
Ricordate che da grandi poteri derivano grandi responsabilità quindi adesso ci serve qualcosa che controlli tutto. Utilizziamo un software di volo scritto in C. Perchè C? Perchè è veloce e richiede poche risorse. Alla fine stiamo parlando di un software di volo che gira su un Intel Atom.
Il software si occupa anche di scrivere tutti i dati sugli hard drive, noi in particolare abbiamo bisogno di 50TB per 25 giorni di volo. Visto che abbiamo letto le guide su quanto sia pericoloso avere una sola copia di dati importanti, in volo abbiamo 100TB di hard drive così che abbiamo due copie dei dati (Non è esattamente un sistema RAID, in quanto ogni sistema da 50TB parla con solo uno dei flight computer a bordo, ve ne sono 2, quindi se tutti e due i flight computer sono corrotti anche i dati lo sono).
Per quanto riguarda la potenza usiamo 18 pannelli solari da 80/90W l’uno che quindi ci danno un margine del 50%
Il sistema ottico
Per chi ha seguito il diario, sa bene dei problemi che abbiamo affrontato con uno dei due specchi. Per chi non avesse seguito, beh andate a leggere durante il trasporto dagli USA all’Antartide lo specchio è stato danneggiato ed una parte della superficie è stata corrosa.
Questo anno in più ci ha dato la soluzione per mitigare (non risolvere) il problema, in pratica lo pitturiamo nelle zone corrose con una vernice argentata utilizzando un grande pennello, non un pennello grande.
Il telescopio è un cassegrain da 2.5m di diametro e con un F/# uguale a 3.8. Il campo di vista è equivalente a 23 arcsec. All’interno della camera abbiamo un sistema di ottiche a circa 4K che si occupa di ri-focalizzare i raggi sui diversi piani focali.
Per avere più piani focali che osservano allo stesso tempo vengono utilizzati dei filtri particolari che riflettono parte della radiazione e ne trasmettono altra. La parte riflessa va verso un piano focale, quella trasmessa va verso l’altro.
L’utilizzo di un sistema di ri-focalizzazione permette anche di modificare il valore finale di F/# sul piano focale. Infine, l’utilizzo di una ottica fredda permette l’implementazione di un componente chiamato Lyot stop che ha il ruolo di limitare l’illuminazione dei piani focali da parte dello specchio primario.
L’ottica a 4K dentro la camera. La parte rossa in basso è la riserva di elio4 liquido descritta in seguito
La Camera
Ed eccoci con l’ultimo argomento, la camera. Avevamo provato a chiedere a Sony, ma ci hanno detto che non sono interessati a lavorare con noi per cui l’abbiamo disegnata per conto nostro.
Il cuore di tutte le camere come potete immaginare sono i rivelatori. Nel caso di BLAST-TNG utilizziamo Kinetic Inductance Detectors (KIDs) a 280mK. La camera ne ha circa 3300 distribuiti in 3 diverse bande, 250um, 350um e 500um (la distribuzione non è uguale perchè la dimensione spaziale dei rivelatori cambia in funzione della banda di osservazione). Questi rivelatori lavorano ad una temperatura tale per cui sono in un regime superconduttivo.
Il funzionamento in teoria è relativemente semplice, in pratica no.
L’idea è che ogni rivelatore è un circuito LC (capacitivo-induttivo) accoppiato con una linea. I circuiti LC sono risonanti per cui se mandiamo un segnale con una frequenza particolare lungo la linea notiamo che all’uscita della linea è presente un segnale risonante.
Quando un fotone colpisce il KID gli fa molto male deposita energia e rompe le coppie di Cooper (queste sono un sistema di 2 elettroni che è alla base della superconduttività). La rottura delle coppie di Cooper modifica la frequenza di risonanza del circuito LC e quindi l’accoppiamento con la linea.
Per cui se rimisurassimo il segnale all’uscita della linea noteremmo che la risonanza è spostata. Misurando lo spostamento possiamo sapere quanta potenza è stata depositata nel rivelatore.
Ovviamente non abbiamo 3300 linee che vanno dentro la camera, ma ne abbiamo solo 5 (in realtà 10, 5in e 5out). Il vantaggio dei KIDs è che ne puoi mettere diversi in serie con diverse frequenze di risonanza e mandare lungo la linea un segnale con più frequenze, ed ecco che il gioco è fatto.
I tre diversi piani focali
Il sistema criogenico per tenere freddi i rivelatori è composto da cinque diversi stadi. Per iniziare, parto dalla riserva di 250L di elio4 liquido a circa 4K. Questo riserva è in una zona particolare della camera che è collegata direttamenta con l’atmosfera esterna.
In questo modo, quando l’elio evapora non crea una sovrappressione all’interno. L’elio evaporato però è ancora freddo per cui nel percorso che compie tra la riserva ed il mondo esterno lo forziamo a passare in due heat exchanger che quindi creano due diversi stadi, a 45K e 150K.
Sotto 4K abbiamo altri 2 stadi costituiti da un piccolo refrigeratore ad elio4 ed un altro ad elio3. Il refrigeratore ad elio4 produce uno stadio intermedio a 1.2K circa. Per ridurre la temperatura da 4K (tipica dell’elio4 liquido ad 1 atm) riduciamo la pressione sul liquido sfruttando una piccola pompa rotativa.
Lo stadio ad elio3 sfrutta la stessa idea di ridurre la pressione sul liquido per ridurre la temperatura, ma usa un meccanismo diverso. Un contenire chiuso contiene due grossi volumi, uno dove c’è l’elio liquido ed uno dove si torva del carbone attivo.
Quando questo è freddo (4K) tende ad assorbire elio3 e quindi ridurre la pressione. Quando invece lo riscaldiamo rilascia l’elio3 che va nel volume precendetmente occupato dal liquido (che era tutto evaporato perchè il carbone l’aveva assorbito).
Al momento è ancora nella fase gassosa, ma se raffreddiamo nuovamente il carbone attivo la pressione viene ridotta, si crea del liquido che tiene freddi i nostri rivelatori. La velocità con cui l’elio evapora è proporzionale al carico termico sui rivelatori.
In rosso il refrigeratore ad elio3. In blu/viola quelload elio4 da 1.2K. La pompa rotativa è all’esterno della camera
Anche questa estate scriverò dell’Antartide in un nuovo diario qui su Lega Nerd: fatemi sapere se avete qualcosa in particolare che volete sapere.
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