Разведка далеких планет

Рис. 3.29. Оправа главного зеркала одного из телескопов VLT. Видны выступающие вверх «пальцы» 150 актюаторов, управляющих формой 8,2-метрового зеркала.

Главная особенность современных астрономических систем активной оптики – электронная линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при необходимости исправлять его, управляя деформацией главного зеркала и перемещая вторичное зеркало телескопа. Контроль выполняется по изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого объекта и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектом (гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из множества небольших линз (например, 30x30 линз). Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС-камерой. Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта: по взаимному положению изображений, построенных каждой линзой, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются на интервалах в 20–30 секунд. По данным анализатора волнового фронта компьютер вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные механические домкраты (актюаторы), упирающиеся снизу с необходимым усилием в главное зеркало, а также слегка перемещающие вторичное зеркало.

Рис. 3.30. Актюаторы главного зеркала VLT.

Рис. 3.31. Зеркало диаметром 8,3 м японского телескопа «Субару» в процессе монтажа.

При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных телескопов главное зеркало либо относительно тонкое (например, при диаметре 8–9 м имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, у 10-метровых телескопов «Кек-1» и «Кек-2» главное зеркало составляют 36 гексагональных двухметровых пластин).

Рис. 3.32. Телескоп «Субару» в башне на вершине Мауна-Кеа. При диаметре зеркала 8,3 м телескоп весит 500 т. Фокусное расстояние главного зеркала 15 м.

Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.

Рис. 3.33. Зеркало телескопа «Субару» в процессе тестирования (до алюминирования). Изготовлено оно из стекла ULE (ultra-low thermal expansion glass). Обратите внимание на его малую толщину – всего 20 см. Вес зеркала 22,8 т. Его формой управляет 261 актюатор.

Первая система активной оптики была реализована в 1989 г. на 3,5-метровом «Телескопе новых технологий» (New Technology Telescope, NTT) Европейской южной обсерватории (Ла-Силья, Чили). В 1992 г. подобная система была создана для управления главным сегментным зеркалом 10-метрового телескопа «Кек-1» (Мауна-Кеа, Гавайи). Затем полностью активной оптической системой были оснащены четыре главных 8,2-метровых телескопа с тонкими монолитными зеркалами, входящие в состав «Очень большого телескопа» (VLT) Европейской южной обсерватории (Паранал, Чили). Сейчас все наземные телескопы диаметром 8-10 м имеют систему активной оптики. В будущем такие системы станут применяться и на крупных космических многозеркальных телескопах, подверженных тепловой деформации. При этом они будут давать идеальные изображения, качество которых ограничено только дифракцией света.

Но у наземных телескопов есть свой враг – атмосфера. Хотя при использовании активной оптики их собственное качество становится практически идеальным, качество получаемого ими изображения ограничено нестабильностью атмосферы, для подавления которой предназначена система адаптивной оптики. А что это такое?

Адаптивная оптика

Система адаптивной оптики – это автоматическая система, предназначенная для исправления в реальном времени атмосферных искажений изображения, построенного телескопом. Сейчас системы адаптивной оптики применяются в оптических и инфракрасных телескопах наземного базирования для увеличения четкости изображения. Они особенно необходимы также для работы астрономических интерферометров, используемых для измерения размеров звезд и поиска их близких спутников, особенно планет. Системы адаптивной оптики имеют и неастрономические приложения: например, когда требуется наблюдать форму искусственных спутников Земли с целью их опознания. Разработка систем адаптивной оптики началась в 1970-е гг. и приобрела особый размах в 1980-е гг. в связи с программой «звездных войн», включавшей разработку лазерного противоспутникового оружия наземного базирования. Первые штатные системы адаптивной оптики начали работать на крупных астрономических телескопах в районе 2000 г.

На первый взгляд кажется, что исправить атмосферное искажение изображений в принципе невозможно. Откуда мы знаем, каким было исходное изображение и как именно его испортила неоднородная атмосфера? Тем не менее это возможно! Давайте познакомимся с принципом работы этой удивительной системы. Это величайшее достижение оптической астрономии, и оно достойно подробного рассмотрения.

Атмосферные помехи.Идущие от космических источников лучи света, проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму, но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, он становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд, а при наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты – Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики – теряют резкость, у них становятся неразличимыми мелкие детали. Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей равен 2–3″, на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5″. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1″, а с объективом в 5 м – 0,02″. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из-за искажающего влияния атмосферы.

Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2–3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой. Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.

Роль астронома-наблюдателя.Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем позволяет атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения эти искажения на короткое время становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие – нет.