В начале 2005 года вступил в стадию практических наблюдений пилотный проект Atacama Pathfinder Experiment (APEX). Расположенное в Чили, на высоте 5100 м 12-метровое зеркало позволяет проводить наблюдения южного неба в идеальных условиях в субмиллиметровом диапазоне волн - наименее исследованной прежде части электромагнитного спектра.
На рисунке видна антенна нового субмиллиметрового телескопа APEX, сфотографированная в сумерках над чилийской пустыней Атакама. Свет от вспышки фотокамеры отразился от регулировочных винтов 264 панелей, из которых состоит 12-метровое зеркало. Средний квадрат точности его поверхности составляет 17 микрон - одну пятую толщины человеческого волоса. С субмиллиметровым телескопом APEX у европейских астрономов наступает пробный этап на пути к запланированному большому телескопу ALMA. ALMA должен состоять из большого числа (до 64) антенн (интерферометр должен вступить в строй до 2012 года в этом же месте). Зеркало радиотелескопа APEX - это модифицированный под одиночный телескоп прототип для разработанных в Дуйсбурге (Германия) антенн проекта ALMA. Комбинация этого зеркала с новыми приемниками дает возможность многообещающих наблюдений интересных объектов, недоступных телескопам Северного полушария.
Южное небо европейские астрономы наблюдали в субмиллиметровом диапазоне до 2003 года преимущественно на шведско-южно-европейском субмм. телескопе (SEST). На 15-метровом зеркале, которое южно-европейская обсерватория (ESO) совместно с обсерваторией Онсала (OSO, Швеция) установила в 1987 году на высокогорном плато La Silla (2400 м) в чилийских Андах, на волнах от 0.8 до до 3 мм были впервые получены подробные карты распределения окиси углерода СО внутри областей звездообразования в Магеллановых облаках.

Рис. 1. Субмиллиметровый телескоп APEX эксплуатируется совместно Институтом радиоастрономии им. М.Планка (MPIfR, Бонн, Германия), Космической обсерваторией Онсала (OSO, Швеция) и Европейской Южной обсерваторией (ESO).

Но одно из наиболее подходящих для субмм-радиоастрономии мест на земле до недавнего времени оставалось неиспользованным: расположенное на высоте 5100 м плато Chajnantor в чилийской пустыне Атакама. Здесь в начале 2005 года с помощью проекта APEX для астрономов открылось новое окно во Вселенную, так как это место дает исследователям сразу несколько преимуществ: во-первых, здешняя атмосфера отличается предельно малым содержанием водяного пара и потому прозрачна для субмм. волн - в среднем здесь влажность вдвое меньше, чем на вулканическом кратере Мауна Кеа (высота 4100 м).
С другой стороны, на -23 градусах географической широты открывается прекрасная возможность обзора Южного неба. Лучше возможности наблюдений только в Антарктиде, где с 1995 года работает Антарктический субмиллиметровый телескоп и обсерватория с дистанционным управлением с зеркалом диаметром 1.7 м. Но постоянная эксплуатация научных инструментов на Белом континенте ставит перед учеными много проблем (см. SuW 12/2004 с.22). Но и место расположения телескопа APEX в этом отношении тоже требует больших усилий: давление воздуха на высокогорье намного ниже, чем на уровне моря, так что ученые и техники могут находиться на телескопе только на время проведения работ, да еще с кислородными масками. Поэтому центр управления телескопом расположен в 50 км западнее, вблизи городка Сан Педро де Атакама (рис.2, 3).

На площади 2.2 га достаточно места для зданий управления, администрации, мастерских, гостиницы на 16 мест. 25 человек, среди них - техники, инженеры, астрономы обеспечивают наблюдения на радиотелескопе. Для дистанционного управления телескопом и связи - релейная линия в микроволновом диапазоне мощностью 36 Мбит/с. По Интернету телескопом можно управлять из любой точки мира.

Субмиллиметровый диапазон охватывает излучение с волнами от 0.3 до 1 мм (см. график на рис.4). Он таит в себе ответы на многие проблемы астрономии. Субмиллиметровыми телескопами можно заглянуть глубоко внутрь облаков межзвездного газа, недоступных оптическим телескопам. Здесь звездообразование проходит основные подготовительные ступени, например, образование плотных ядер молекулярных облаков. Защищенные от высокоэнергетичного света звезд, здесь могут образовываться многие сложные молекулы, спектральные линии которых можно наблюдать в субмм. диапазоне. Из полученных данных можно рассчитать физические условия в галактических и внегалактических молекулярных облаках.

Рис. 4. Субмиллиметровый диапазон расположен между инфракрасным (ИК, волны 1-300 мкм) и радиодиапазоном (волны длиннее1 мм). ИК и субмиллиметровое излучение космических объектов сильно поглощается водяным паром в земной атмосфере.

Межзвездная пыль тоже обнаруживается в субмиллиметровом диапазоне. Холодная пыль с температурами от 10 до 80 К испускает тепловое излучение. Теплая пыль, наоборот, нагретая светом молодых звезд, имеет максимум излучения в инфракрасном диапазоне. Но если рассматривать очень далекие галактики, то их спектр из-за долгого пути через расширяющуюся Вселенную испытывает красное смещение. Поэтому свет от горячей пыли далеких ярких галактик можно наблюдать в субмм- диапазоне и получить весьма ценные картины раннего Космоса.
Представленные здесь исследовательские проекты требуют очень больших технических и иных затрат. Так как субмм- излучение космических источников поглощается водяным паром в земной атмосфере, телескопы должны быть расположены весьма высоко, в наиболее сухих местах. Из-за малых длин волн и слабости излучения нужно разрабатывать специальные типы приемников на грани возможного. Из-за больших ожидаемых открытий на субмиллиметрах многие астрономические институты во всем мире проявляют активность в этом диапазоне. К наиболее мощным телескопам относится субмиллиметровая решетка (Sub-Millimeter- Array, SMA) на Мауна Кеа, Гавайи, которая начала работать в ноябре 2003 года (SuW 3/2004, с.36).
На этом интерферометре из 8 зеркал диаметром 6 м каждое в диапазоне волн от 0.3 до 1.3 мм впервые было получено угловое разрешение в 1 секунду дуги и менее. В том же месте с 1987 года работает 15-метровый телескоп (James-Clerk-Maxwell-Telescope), а на Маунт Грэхем в Аризоне на 10-метровом телескопе (Heinrich-Hertz-Teleskop) наблюдают совместно Институт радиоастрономии им. М.Планка и Аризонский университет (SuW 7/2000, c.542).
Эти обсерватории находятся в северных широтах. А именно южное небо располагает многочисленными объектами, наблюдение которых на субмиллиметрах весьма многообещающее, например, Галактический центр, ближайшая к нам активная галактика Центавр А с ее большими пылевыми рукавами, а также Магеллановы облака. С реализацией проекта APEX у астрономов появился самый большой и самый чувствительный радиотелескоп под южным небом. APEX был разработан в Институте радиоастрономии им. М. Планка под руководством Карла Ментена, финансировался Обществом Макса Планка и эксплуатируется совместно с OSO (Onsala) и ESO.

Поверхность 12-метрового зеркала состоит из 264 алюминиевых панелей. После монтажа средняя точность поверхности достигала 40 микрон. Более точное формирование поверхности провели путем приема сигнала передатчика частоты 92 ГГц, установленного на соседней горе. С помощью этого сигнала и голографического метода были сняты карты отклонений от идеальной формы поверхности зеркала. После новой юстировки панелей была достигнута средняя точность 17 мкм - это пятая часть толщины человеческого волоса и 1/22 самой короткой волны APEX (0.37 мм), см. рис. 5.

Рис. 5. Точно отъюстированные панели главного зеркала APEXа

Наблюдения точечных источников на телескопе показали, что оптика ограничена дифракцией, максимальное угловое разрешение 7 угловых секунд. Точность позиционирования (наведения на желаемый объект) составляет 2 угловые секунды и может быть еще улучшена. После наведения зеркала на желаемый источник, последний может сопровождаться с точностью 0.5 угловой секунды.

• главный рефлектор: диаметр 12 м, 264 алюминиевых панели,
• средняя точность поверхности: 17 мкм (r.m.s.),
• общий вес: 125 т,
• средняя точность наведения: 2^",
• изготовитель: Vertex Antennentechnik GmbH,
• угловое разрешение: FWHM = 7.^"8 х 800/[GHz],
• соотношение раскрыва: f / D = 8.

• наблюдаемый спектральный диапазон: от 0.2 до 1.5 мм,
  
• приемники: гетеродинный приемник для спектральных исследований, болометрическая матрица формирования изображения,
• аппаратура анализа: автокоррелятор и FFT - спектрометр.

С помощью телескопа APEX можно проводить как пространственное картографирование протяженных областей неба, так и детальные спектральные наблюдения огромного числа объектов. При картографировании протяженных объектов отдельным телескопом радиоастрономам приходилось применять чаще всего методику сканов: антенна, как строчка за строчкой, двигалась по объекту, при этом регистрировалась интенсивность излучения. Зная диаграмму антенны, можно получить радиокарту участка неба. Так при помощи 1-пиксельной методики постепенно получается карта желаемой области. Команда APEX использует своего рода камеру для субмм- диапазона, так называемую болометрическую решетку. С этим прибором можно протяженное излучение регистрировать одновременно с разных положений внутри большого поля зрения и таким образом получать за сравнительно небольшое время карты избранных областей неба.
Болометры, необходимые для субмиллиметрового диапазона коммерчески недоступны, их нужно разрабатывать и производить самим ученым, участвующим в проекте. Одна из лучших команд по разработке болометров работает в Бонне, Институт радиоастрономии им. Макса Планка. Здесь болометрическая группа создала для телескопа APEX прибор LABOCA (Large Apex Bolometer Camera). Он представляет собой расстановку (решетку, по-англ. Array) из 295 независимых приемников, регистрирующих падающее на них излучение с помощью болометров. LABOCA поступит на APEX зимой (в конце) 2005 года.
Болометры отличаются очень широкими полосами частот. Для субмиллиметров они представляют собой самый чувствительный тип приемника. Вход такого приемника образует небольшая рупорная антенна, которая собирает излучение и концентрирует его на находящемся под ней чувствительном болометрическом элементе. Последний состоит из поглощающей пленки (абсорбера), которая при попадании на нее излучения нагревается на малые доли градуса (см. схему на рис.6).

Абсорбер фотонов слабым термопроводником связан с теплоотводом ("Heat sink"), криостатированном при температуре 0.3 К. Если фотоны попадают на абсорбер, он чуть-чуть нагревается по сравнению с теплоотводом, эта разность температур пропорциональна мощности излучения. Термистор преобразует изменение температуры в изменение электрического сопротивления, которое и считывается электроникой. Нагревание абсорбера по сравнению с теплоотводом, находящимся при постоянной температуре (англ. Heat sink), измеряется электронным способом с помощью термистора, затем усиливается как выходной сигнал. У некоторых конструкций болометров понятия "абсорбер" и "термометр" идентичны. В решетке LABOCA они разделены друг от друга, речь идет о так называемом композитном болометре. Эта конструкция имеет то преимущество, что абсорбер и термистор можно оптимизировать независимо. В качестве термисторов в этой решетке применены специальные полупроводниковые термисторы.
Чтобы в принципе измерить такие маленькие изменения температуры, болометры нужно охлаждать до температуры 0.3К (-273.45 оС). Тем самым достигается чувствительность, которая лежит на уровне шума фотонов, обусловленного квантовой природой света. Абсорберы фотонов LABOCA состоят из титанового слоя, нанесенного на мембрану из тонкого (1 микрон) нитрида кремния. Мембрана служит в качестве подложки для абсорберов и одновременно в качестве слабопроводящего теплоотвода. Все структурные элементы - мембраны, абсорберы, подводы и т.д. выполнены микролитографическим способом на тонких кремниевых дисках, так называемых "вафлях". Соответственно размерам рупорных антенн и полосам подключенных фильтров LABOCA оптимизирована для наблюдений на волне 0.87 мм (рис.7).

Рис. 7. Болометрическая решетка LABOCA. Слева: все 295 рупорных антенн болометра в гексагональном расположении. Диаметр раскрыва отдельного входного рупора 3.9 мм, диаметр всей решетки 80 мм. Справа: Под рупорными антеннами находится "вафля" диаметром 100 мм.

Развитие болометров в Институте им. Макса Планка с созданием этой матрицы далеко не завершено. Там разрабатывается матрица нового поколения, состоящая из 228 элементов со сверхпроводящими термисторами. Работы ведутся в сотрудничестве с Физическим институтом высоких технологий в Йене. Существенное преимущество новой технологии состоит в том, что показатели со сверхпроводящих термисторов будут считываться с помощью СКВИДов (SQID - Superconducting Quantum Interference Device).
СКВИД представляет собой крайне чувствительный магнетометр, который может очень точно измерить ток, если его предварительно преобразовать в магнитное поле. СКВИДы очень хорошо подходят для мультиплексорных технологий, так как много болометров могут подключаться к одному СКВИД усилителю. Таким образом число сигнальных линий и усилителей может быть уменьшено во много раз. Эта перспективная технология позволяет заполнить всю фокальную плоскость APEXа тысячами болометрических детекторов.

Галактические и внегалактические молекулярные облака состоят большей частью из темного, холодного газа. По наблюдаемым спектрам молекул делаются выводы о химическом составе, а также о распределении температур, плотности и скоростей внутри облаков. Измерение этих величин в субмиллиметровом диапазоне, например, в свете спектральных линий окиси углерода СО позволяет астрономам исследовать предварительные стадии звездообразования, не видимые в оптике (см. раздел "Спектральные линии межзвездных молекул").
На APEXе с июня 2004 года работает единственный приемник для наблюдений спектральных линий: это разработанный Рольфом Гюстеном с сотрудниками (MPIfR, Бонн) прибор FLASH (First Light Apex Submillimeter Heterodine Instrument). C его помощью можно одновременно получать спектры в атмосферных окнах около 0.65 и 0.37 мм. Измерения на таких высоких частотах требуют особого преобразования сигнала: принимаемый антенной сигнал сначала сбрасывается на более низкую частоту, где его легче обработать.
Преобразование частоты происходит внутри смесительного каскада, где входной сигнал смешивается с сигналом специального осциллятора. Частота осциллятора выбрана так, что наблюдаемые спектральные линии космического радиоисточника на частотах ниже 10 ГГц не преобразуются. Этот принцип смешения частот (гетеродинирование) применяется и в обычных радиоприемниках и телевизорах, а интересующие нас спектральные линии эквивалентны частотам передатчиков.
Так как FLASH должен работать одновременно в двух спектральных диапазонах, необходимо иметь в приемнике и две раздельные системы осциллятор-смеситель. К каждому из этих двух каналов приемника подключен собственный спектроанализатор, который оцифровывает приходящий от соответствующего смесителя сигнал 8-битной величиной. Из полученных таким образом данных с помощью быстрого преобразования Фурье вычисляется частотный спектр и представляется в 16384 частотных каналах.
Если FLASH представляет собой инновационную концепцию, то разрабатываемый прототип CHAMP+ - это еще один шаг вперед. Это уже не единичный спектрометр, а решетка из 14 супергетеродинных приемников. Она состоит из двух связок по 7 приемников, настроенных на различные диапазоны частот, так что опять-таки можно проводить измерения в двух атмосферных окнах (при 0.35 и 0.45 мм) одновременно. Тем самым и в субмиллиметровой спектроскопии - по аналогии с камерой LABOCA - будет сломан "1-пиксельный барьер", так как CHAMP+ сможет одновременно получать снимки спектров на многих направлениях внутри большого поля зрения. Прототип такой системы уже успешно прошел испытания на Мауна Кеа и будет усовершенствован для проекта APEX. CHAMP+ должен быть готов к работе с ноября 2005 года и повысить потенциал системы по сравнению с единичным супергетеродинным приемником в 10 - 100 раз.

На телескопе APEX можно наблюдать молекулярные облака внутри областей звездообразования с высоким разрешением, например, в свете окиси углерода. Была исследована область G34.26+0.15 (см. рис. 8). Внутри этой области находится молодая массивная звезда, интенсивный свет которой ионизирует газ в ее непосредственном окружении. Но рядом находится много нейтрального, молекулярного газа, который обычно остается при образовании звезды. Благодаря высокому угловому разрешению APEXа (7^") удалось исследовать спектр самой внутренней, размером 3 парсека области G34.26+0.15 в субмм-диапазоне. В ней четко проявляется линия вращательного перехода ¹³СО(8-7) на 881 ГГц. Она характерна для внутренней зоны плотных молекулярных облаков, в которых преобладают температуры выше 100 К. В этот нагрев могут вносить свой вклад не только близкие массивные звезды, но и скрывающиеся за пылью протозвезды.

Рис. 8. ИК карта, снятая спутником IRAS (вверху) показывает расположение области звездообразования G34.26+0.15 внутри плоскости Галактики. Цифры позади буквы G указывают галактическую долготу в градусах. Спектр той же области, наблюдаемый на телескопе APEX c помощью камеры LABOCA (справа) показывает наряду с линией вращательного перехода 13СО(8-7) еще и множество слабых линий. Они излучаются сложными органическими молекулами, которые всегда образуются внутри теплого ядра газового облака.

Некоторые из полученных APEXом результатов могут быть сравнены с данными, полученными на 30-метровом телескопе IRAM на Пико де Велета. На обоих телескопах в 12 галактических областях звездообразования были получены эмиссионные линии СО. Спектры телескопа IRAM показали линии СО, которые требуют меньших температур возбуждения, чем у наблюдаемых на APEXе. По соотношению интенсивности линий на обоих телескопах астрономы смогли, наконец, для 12 областей звездообразования получить исчерпывающую картину протекающих в их недрах физических и химических процессов: температур, плотностей и структур ядер облаков.

Особое внимание ученые на APEXе уделяют Большому и Малому Магеллановым облакам (LMC и SMC). Эти нерегулярные карликовые галактики являются спутниками нашей Галактики и отличаются особо активным звездообразованием. Рисунок 9 показывает наблюдение области 30 Doradus в Большом Магеллановом облаке. Возникающие здесь звезды влияют на свое окружение интенсивным звездным ветром и ярким ультрафиолетовым светом.

Рис. 9. Карта эмиссии СО, измеренная на телескопе APEX (контуры) области звездообразования 30 Doradus (Золотая рыба), наложенная на ИК изображение со спутника 2 MASS. Желтый кружок показывает угловое разрешение карты СО (7 угловых секунд).

Первоначально возникающие молекулярные облака, из которых рождаются звезды, здесь постепенно разрушаются. В этой связи интересно сравнение карты, полученной на APEXе по СО с инфракрасным снимком 2 MASS (2 Micron All-Sky-Survey). Наблюдаемое в близком ИК диапазоне (длина волны 2 микрона) излучение исходит от звезд и нагретой ими пыли. Наложение карт показывает, что, несмотря на экстремальные условия, в области 30 Doradus (Золотая рыба) имеется большое количество нейтрального газа, из которого могут образовываться новые звезды. Общая химическая эволюция в Магеллановых облаках еще не прошла так далеко, как в нашем ближайшем окружении: элементы тяжелее гелия встречаются в LMC в 4 раза, а в SMC в 10 раз реже, чем в нашем Млечном пути. Дальнейшими исследованиями Магеллановых облаков на APEXе ученые надеются получить знания о галактиках на ранних стадиях эволюции.

Удаленная от нас на расстояние 90 млн световых лет звездная система NGC 4038/39 - впечатляющий пример двух столкнувшихся галактик. На основе приливных сил, возникающих при слиянии, образуются два длинных газовых шлейфа, из-за которых необычная система и получила название "антенная галактика". Вблизи центра, где фронтально столкнулись газовые массы обеих систем, находится область интенсивного звездообразования (см.SuW 8/2005, с.14). С помощью супергетеродинного приемника FLASH на APEXе зарегистрировали интенсивное излучение в линии вращательного перехода СО(4-3), что свидетельствует о богатом наличии нагретого молекулярного газа. Спектр СО относится к первым полученным на APEXе такого рода результатам, и, благодаря большой чувствительности инструмента, на это потребовалось несколько минут (рис. 10).

Рис. 10. Снимок "Антенной галактики" NGC 4038/39, полученный космическим телескопом Хаббла и спектр линии СО (4-3), полученный на APEXе с супергетеродинным приемником FLASCH. Длины волн спектра пересчитаны в скорости излучающего газа.

К приоритетным задачам APEXа относятся и большие обзоры неба на субмиллиметрах. Они направлены не только на систематический поиск протозвезд, но и на изучение Вселенной в целом.

В 2006 году начинается большой обзор Млечного пути на площади в несколько сот квадратных градусов на волне 0.87 мм с болометром LABOCA. Программа ATLASGAL (Apex Telescope Large Area Survey: the Galaxy) даст астрономам возможность широкомасштабного представления об областях звездообразования на субмиллиметрах. Наблюдения будут дополнены волнами 0.35, 1.4 и 2 мм, которые позволят картографировать образование массивных звезд. Из этого будут определены массы и температуры этих областей, и это до расстояний в 30 000 световых лет, расстояния до Галактического центра. Наблюдения в линиях СО дадут информацию о структуре и динамике системы Млечного пути.

Скопления галактик относятся к самым большим гравитационно связанным системам во Вселенной. Члены скоплений покоятся в горячем (многие миллионы градусов), тонко распределенном газе, который непосредственно наблюдаться может в рентгеновском диапазоне. Но в радио- и субмиллиметровом диапазонах газ можно обнаружить косвенно: содержащиеся в нем электроны рассеивают фотоны микроволнового фонового излучения ("реликта" с температурой 2.7 К), при этом фотоны получают энергию. Рассеянные фотоны можно наблюдать на более высоких частотах, чем не рассеянные. Поэтому спектр фонового излучения в направлении скопления галактик получает излом (график на рис. 11). Этот феномен получил название "Эффект Сюняева-Зельдовича" (SZ).

Рис. 11. Схематические спектры космического микроволнового фонового излучения "нормального" (красный) и измененного эффектом Сюняева-Зельдовича (синий). SZ эффект представлен здесь сильно преувеличенным. Граница между подъемом и спадом интенсивности лежит на частоте 217 ГГц, соответствующей длине волны 1.38 мм. Если смотреть на субмиллиметрах в направлении скопления галактик, то интенсивность "реликтового фона" здесь кажется больше, чем вокруг, где фон не изменен.

Интенсивность "нормального" микроволнового фона подчиняется Закону Планка и имеет максимум на волне 1.3 мм. Но и в соседнем субмиллиметровом диапазоне она еще достаточно велика, и SZ эффект здесь должен наблюдаться достаточно отчетливо. Ожидается, что при наблюдениях APEXa SZ эффект будет обнаружен примерно у 1000 скоплений галактик, отсюда можно будет уточнить космологические параметры. Проверка SZ эффекта будет проводиться на APEXе совместно с Калифорнийским университетом, который разработал представленную выше болометрическую матрицу. Другие партнеры - это Боннский университет, а также многие институты Общества Макса Планка (Германия), которые будут поставлять ценные данные в других частотных диапазонах.

Успешным окончанием тестовой фазы ученые Европы открыли перспективу наблюдений всего Южного неба в субмиллиметровом диапазоне с использованием новых зеркал и современной приемной аппаратуры. В Южном полушарии Земли APEX - единственный пока телескоп на субмиллиметрах с максимальной чувствительностью и предельным угловым разрешением. Его зеркало в 12 раз больше, чем у планируемого инфракрасного спутника HERSCHEL.
В связи с субмиллиметровыми телескопами других обсерваторй мира APEX будет участвовать и в интерферометрических наблюдениях с очень большими базами (VLBI). Кроме того, APEX - прообраз запланированного интерферометра ALMA (рис.12), наблюдения которого будут возможны на базах до 14 км. Первые 25 телескопов для интерферометра ALMA заказаны американскими партнерами проекта (их представляла NRAO) в июле 2005 года у фирмы Vertex RSI, другая часть будет заказана европейской стороной (через ESO). Первые антенны должны быть поставлены в 2007 году, и до 2012 года должны быть готовы к работе по меньшей мере 50 антенн.

И все же APEX - не только с технической, но и с научной стороны - является настоящим первопроходцем, так как проведенные им первые наблюдения являются предпосылкой для более детальных исследований с интерферометром ALMA. Тем самым APEX прекрасно отыграл только увертюру к предстоящим широкомасштабным исследованиям Южного неба внутри пока еще мало используемого атмосферного окна - от наших ближайших соседей до самых далеких галактик.

• 1. Домашняя страничка APEXa: www.apex-telescope.org
• 2. APEX web-стр. MPIfR: www.mpifr-bonn.mpg.de/div/mm/apex.html
• 3. Мм- и субмм-астрономия в Бонне: www.mpifr-bonn.mpg.de/div/mm/
• 4. Craf Radio Astronomy Handbook: www.astron.nl/craf/handbook.htm
• 5. Onsala Space Observatory: www.oso.chalmers.se/oso/index.html
• 6. Vertex Antennentechnik GmbH: www.vertexant.com
• 7. ALMA: www.eso.org/projects/alma/
• 8. Karl Menten u a.: Grosse Bolometerempfanger fur die (Sub)millimeter-Astronomie, MPIfR, Bonn, 2004, www.mpifr-bonn.mpg.de/public/pr/pr_pmorris.html
• 9. P.Mezger, R.Wielebinski,T.L.Wilson: Das Heinrich-Hertz-Teleskop fur mm- und submm-Astronomie, SuW, 7/2000, 542.