Как известно, первый телескоп был изобретен Галилеем. Даже с помощью такого сравнительно простого инструмента (телескоп имел всего лишь 30-кратное увеличение) он смог сделать ряд важных открытий: горы на Луне, спутники Юпитера, а также то, что Млечный путь в действительности состоит из огромного количества звезд. С тех пор прошло значительное количество времени, и телескопы стали значительно мощнее и разнообразнее.
Первое и классическое направление среди всех телескопов, существующих сегодня, заданное еще Галилеем, – это оптические телескопы. Они работают в том же диапазоне длин волн, что и человеческий глаз; иными словами – снимки, полученные на таких телескопах, можно рассматривать без всякой обработки. В чем состоит задача любого телескопа? Он должен собирать как можно больше света, чтобы с его помощью можно было разглядывать все более и более тусклые объекты, которые не видны невооруженным взглядом. А это означает, что необходимо все больше и больше увеличивать площадь собирающего зеркала телескопа. Таким образом, общей тенденцией в конструировании телескопов (и не только оптических) является постоянное увеличение площади их зеркал.
Однако такое увеличение размеров не может идти беспредельно. Одной из причин здесь являются проблемы механического характера – крепление зеркала, прочность и вес. Кроме того, изготовление точных зеркал большого размера (их профиль должен быть параболическим) требует и уникальных методик их отливки. Поэтому сегодняшнее телескопостроение идет по пути использования нескольких зеркал меньшего размера вместо одного большого. Так, например, Большой бинокулярный телескоп (Large Binocular Telescope, LBT) использует два зеркала диаметром 8.4 метра, которые совместно собирают столько же света, сколько и одно зеркало диаметром 11.8 метра. Более того, LBT имеет разрешающую способность 22.8-метрового телескопа, так как он использует наиболее современную адаптивную оптику и совмещает изображения интерферометрическим способом. Применение таких методик связано с необходимостью компенсировать дрожание атмосферы, которое проявляется в размытии снимков, и, фактически, стало неотъемлемой частью любого современного наземного телескопа.
Для чего главное зеркало составляют из множества отдельных зеркал? На первый взгляд может показаться, что делают так лишь для того, чтобы избежать трудностей изготовления сплошного цельного зеркала большого диаметра. Это тоже играет роль, но главная причина в другом. Дело в том, что отдельные небольшие зеркала делают управляемыми, реализуя тем самым принцип адаптивной оптики. Этот принцип состоит в следующем. От телескопа требуется получить как можно более ясное изображение удаленной звезды, которое должно выглядеть одной точкой. (Большие объекты вроде галактик могут рассматриваться как множество точек.) Свет от далекой звезды распространяется в виде сферической волны, проходящей огромное расстояние в космическом пространстве. Практически фронт волны, достигшей Земли, можно считать плоским из-за гигантского радиуса сферы – расстояния до звезды. Но прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через земную атмосферу, и турбулентность воздуха (случайные изменения плотности из-за вариаций температуры и других параметров под действием ветровых потоков) нарушает плоскую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оптика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить изначальную (плоскую) форму волнового фронта. Идея такой коррекции состоит в том, чтобы до того, как свет соберется в фокусе телескопа, намеренно внести в приходящий волновой фронт такие же искажения, как и обусловленные турбулентностью, но с обратным знаком. Наиболее естественный путь для этого – разделить главное зеркало на отдельные зоны и измерить наклон волнового фронта в каждой. После обработки быстродействующими электронными схемами эта информация используется для управления корректорами, изгибающими отдельные зоны зеркала так, что часть волны, которая приходит позже, проходит более короткий путь до фокуса. Для этого на зеркало с обратной стороны наклеиваются пьезоэлектрические толкатели. Нетрудно понять, что именно разбивать на зоны проще на отдельных зеркалах. Процесс измерения геометрии волнового фронта и регулировки кривизны поверхности зеркала занимает несколько сотых долей секунды. Когда адаптивная оптика работает должным образом, все части волнового фронта приходят в точку фокуса одновременно, давая предельно четкое изображение. При использовании адаптивной оптики в телескопах возникают две фундаментальные проблемы. Первая из них состоит в том, что для измерения искажений волнового фронта требуется достаточно большое количество света. Поэтому эффективная компенсация влияния атмосферной турбулентности при наблюдении слабых объектов (а именно они больше всего интересуют астрономов) возможна только тогда, когда достаточно близко от объекта находится яркая звезда. Подсчитано, что для уверенной работы адаптивной системы в видимой области спектра при средних условиях яркость этой опорной звезды должна быть такой, чтобы в каждую зону апертуры телескопа размером 10.10 см попадали бы по крайней мере 10 тысяч фотонов в секунду. Чтобы удовлетворить этому требованию, опорная звезда должна быть как минимум 10 величины по яркости. В среднем только три такие звезды обнаруживаются в каждом квадрате неба размером в один градус.
Это ограничение было бы приемлемым, если бы не было второй фундаментальной проблемы: адаптивная компенсация эффективна лишь в пределах крайне небольшой области неба, ограниченной так называемым изопланатическим углом (углом равных плоскостей), который в видимом диапазоне длин волн обычно менее 5 секунд дуги. На больших площадях изменение турбулентности слишком отличается от значения, измеренного датчиком волнового фронта, чтобы получить хорошее изображение. Таким образом, только в центре обеспечивается хорошая коррекция, а на краях поля зрения качество изображения снижается, причем довольно сильно по мере удаления от центральной зоны. По этой причине большинство участков неба непригодно для применения адаптивной оптики с естественными опорными звездами. Имеются два пути преодоления этих ограничений. Первый – работать на более длинных (инфракрасных) волнах, для которых эффекты турбулентности проявляются гораздо слабее. Зона коррекции при этом увеличивается. Кроме того, искажения волнового фронта на больших протяженностях происходят медленнее, появляется больше времени для “сбора” света, и можно использовать в качестве опорных менее яркие звезды. Далее, изопланатический угол с увеличением длины волны становится больше. Следовательно, возрастает площадь, на которой можно достичь эффективной компенсации. В итоге появляется возможность использовать видимые опорные звезды для выполнения инфракрасных наблюдений на гораздо больших участках неба, чем при наблюдениях в видимой области спектра.
Второй путь состоит в применении лазеров для создания искусственных опорных звезд – лазерных маяков. Интересно, что этот подход был случайно найден исследователями Линкольновской лаборатории Массачусетского технологического института и Лаборатории Филлипс ВВС США при работе по программе СОИ – Стратегической оборонной инициативы (известной у нас как программа “звездных войн”). В 1980-х годах они изучали вопросы создания лазерного оружия, способного поражать цели, летящие в верхних слоях атмосферы и выше. Так как лазерный пучок подвергается тем же атмосферным искажениям, что и свет звезды, решено было применить принципы адаптивной оптики. В 1982 году исследователи начали использовать компенсирующую систему с 69 корректорами для устранения искажений лазерного пучка, направляемого с Земли в космос. В одном из экспериментов космический корабль Дискавери (Шаттл) был оборудован рефлектором для отражения лазерного пучка обратно к Земле, где его использовали для измерения атмосферных искажений. В последующих испытаниях рефлекторы ставились на ракетах, поднявшихся на высоту 600 километров. Вводя информацию о состоянии атмосферы в систему управления гибким зеркалом, исследователи смогли пропустить второй пучок через атмосферу без искажений и сфокусировать его на корпусе ракеты. Найденный для военных целей принцип модифицировали для применения в астрономии, а лазеры стали использовать для создания искусственных опорных звезд в верхней атмосфере. Чтобы расширить область небесной сферы, в пределах которой можно было бы компенсировать атмосферные искажения, ученые обсерватории Джемини предлагают так называемую мультисопряженную адаптивную оптику (MCAO – Multiconjugate Adaptive Optics), предусматривающую использование многих датчиков волнового фронта для компенсации влияния турбулентности в широком веере направлений. Планируется использовать пять относительно ярких лазерных опорных звезд, образующих Х-образную конфигурацию. Расстояние от центральной звезды до остальных лежит в диапазоне от 1/2 до 3/4 угловой минуты. Эти искусственные звезды предполагается создать следующим образом. Лазеры на ксеноне мощностью порядка 10 Вт “нацеливаются” на слой паров натрия, выброшенный с борта ракеты на высоте около 90 километров. Лазерный свет с длиной волны 589 нм вызывает флуоресценцию атомов натрия – возникает “лазерная звезда”. Поскольку лазерный маяк находится гораздо ближе к телескопу, чем естественная звезда, он испускает конический (а не цилиндрический) пучок, проходящий только через часть турбулентного слоя. Этот недостаток особенно проявляется в случае большой апертуры телескопа. Для его устранения необходимо, чтобы система МСАО имела несколько маяков. Пятна от лазерных звезд, накладываясь друг на друга с некоторым смещением, полностью заполняют турбулент ный объем, как и при использовании естественной опорной звезды.
Уместно сказать несколько слов о следующем. Давно известна радикальная возможность полностью избавиться от влияния атмосферы: вынести телескоп в космос. Такие космические телескопы существуют; из них наиболее известен созданный в США Большой космический телескоп Хаббл с диаметром главного зеркала 2,4 метра. В СРСР также были разработаны (но не реализованы) несколько проектов космических телескопов: “Ломоносов”, АИСТ (Астрометрический искусственный спутник-телескоп) и другие. Может возникнуть вопрос: зачем астрономы продолжают строить большие наземные телескопы, когда можно полностью снять проблему влияния атмосферы, используя космические? Ответ прост: космические телескопы требуют огромных денежных затрат на сооружение и эксплуатацию, значительно превышающую стоимость наземных телескопов, даже оснащенных системами адаптивной оптики. Космический телескоп Хаббл дает высокое качество изображения, но не может обнаружить слабые объекты, доступные большим наземным телескопам нового поколения: для этого его апертура слишком мала. А применение адаптивной оптики позволит наземным телескопам сравняться по качеству изображения с Хабблом.
Но вернемся обратно к наземной астрономии. В каких диапазонах можно вести наблюдения здесь? Основные ограничения здесь связаны с прозрачностью атмосферы, то есть с ее возможностью пропускать те или иные длины волн. Основное направление здесь – это радиоастрономия, которая зародилась еще в 1950-х годах (можно вспомнить такие крупные классические радиотелескопы, как Серпуховский или Arecibo). Сегодняшние наземные телескопы осваивают еще оставшиеся неизученными участки этого диапазона длин волн. Так, например, обсерватория APEX в Чилийских Андах будет исследовать субмиллиметровый диапазон (длины волн 0.2-1.5 мм). Ее телескоп позволит астрономам изучать химические и физические условия в молекулярных облаках – плотных газопылевых образованиях – где происходит формирование звезд.
Эксперты предполагают, что через 40 лет наземные телескопы могут стать бесполезными. По словам профессора Джерри Гилмора из Кембриджского института астрономии, это может произойти из-за увеличения облачного покрова, которое будет вызвано выхлопами самолётов, а также из-за изменения климата, сообщает BBC.
Такие прогнозы строятся на основе прогрессии увеличения воздушных перелётов за последние годы. Профессор Гилмор также заявляет, что в основном вину стоит возлагать на дешёвые рейсы, которых становится всё больше и больше.
Изменение климата, а именно глобальное потепление, повысит уровень испарений, что, соответственно, повлечёт за собой увеличение облачного покрова. Оно скажется на эффективности как оптических, так и инфракрасных астрономических инструментов, так что наблюдения с помощью них придётся производить из космоса. На работе радиотелескопов это не отразится.
Что касается выхлопов самолётов, то сначала они выглядят как небольшие дорожки, но в дальнейшем, рассеиваясь, становятся неотличимы от перистных облаков, существенно затрудняя обзор.
Гилмор заметил, что сейчас над некоторыми крупными обсерваториями уже запрещены полёты лайнеров. Он, однако, добавил, что всё же большинство обсерваторий находится вблизи известных курортов, а именно на Канарских островах, Гавайях и в Южной Америке, где количество рейсов в ближайшее время будет только возрастать.
Описанные факторы уже повлияли на строительство ELT, телескопа-гиганта, который будет искать планеты в других звёздных системах. Он будет сооружён в Антарктиде, так как над этим материком преобладает сравнительно небольшая облачность, и он находится вдали от маршрутов коммерческих авиаперевозок.
Особенно перспективно использование в телескопах нового поколения метода интерферометрии с большой базой. Этим методом можно измерять угловые диаметры астрономических объектов. Звездный интерферометр представляет собой два укрепленных на общей раме зеркала, причем расстояние между ними (длину базы) можно изменять. Свет от звезды, попадающий на оба зеркала, делится на два пучка, которые при помощи вспомогательных зеркал и линзы сводятся вместе и образуют интерференционную картину в виде чередующихся темных и светлых полос. Существенно, что интерференционная картина возникает только тогда, когда разность хода пучков близка к нулю (для белого света – не более 2-3 мкм). Ориентировка базы перпендикулярно направлению на звезду обычно обеспечивает необходимое уравнивание оптических путей пучков. Работа звездного интерферометра основана на зависимости контраста (резкости, четкости) интерференционных полос от длины базы. Изменяя длину базы до получения минимального контраста (картина полностью размывается, полосы неразличимы), можно определить угловой диаметр звезды. Чем длиннее база D, тем меньший угловой диаметр q можно измерить, то есть разрешающая способность интерферометра определяется отношением l/D, где l – длина волны света. В первом звездном интерферометре Майкельсона максимальная величина базы составляла 6 метров. Чтобы повышать разрешение дальше, необходимо было увеличивать базу. Так возникла идея складывать пучки, собранные отдельными телескопами. Свет от звезды приходит на оба телескопа и через оптическую систему, включающую в себя кроме главного и вспомогательного несколько плоских зеркал (так называемая система кудэ, от французско го coude – ломаный), направляется в общее приемное устройство, расположенное в центральной лаборатории. При этом в одном из телескопов свет проходит через оптическую линию задержки, длина которой регулируется таким образом, чтобы разность хода приходящих на телескопы световых пучков была равна нулю. При нулевой разности хода на приемном устройстве возникает интерференционная картина. Далее измерительная процедура аналогична используемой в звездном интерферометре Майкельсона. Такой принцип применен в упоминавшемся выше телескопе VLT. Этот телескоп не имеет аналогов. Он состоит из четырех отдельных 8-метровых телескопов; сооружение последнего, четвертого телескопа планируется завершить в следующем году. Эти телескопы могут либо использоваться независимо, либо работать единой группой, объединяясь с тремя подвижными вспомогательными 1,8-метровыми телескопами, образуя уникальный оптический VLT-интерферометр (VLTI).
Поле зрения каждого из телескопов в интерферометре VLTI составляет 2 угловые секунды. Используя различные длины и ориентации базовых линий (расстояний между телескопами), можно добиться углового разрешения, которое получалось бы от одного телескопа с диаметром объектива, равным наибольшей длине базы, – 130 метров для четырех 8-метровых телескопов и 200 метров для трех 1,8-метровых вспомогательных телескопов. Конечно, существует еще много проблем, возникающих перед создателями уникальных больших телескопов нового поколения. Например, необходимо свести к минимуму тепловые деформации внутри куполов. Для этого температура в них должна быть такой же, как снаружи. Это достигается различными способами. При вращении телескопа перед ним образуется турбулентный слой воздуха, и этот эффект тоже стремятся минимизировать. Телескопы Субару и VLT имеют вращающийся купол, не допускающий независимое вращение телескопа внутри купола. Обсерватории Кек и Джемини более традиционны: они используют сферический купол, в котором телескоп может независимо вращаться. В результате изучения динамики движения воздушных потоков, возникающих при вращении телескопа, обсерватория Субару остановилась на цилиндрической форме купола. В обсерватории Джемини применяются большие боковые окна для естественной вентиляции. Меры, предпринимаемые для изоляции от теплового излучения посторонних источников, дают возможность вести наблюдения не только в видимой, но и в ближней и средней инфракрасной областях спектра. Интерес к этому диапазону продиктован тем, что в нем наблюдаются большие величины красного смещения (сдвига спектральных линий в сторону более длинных волн, свидетельствующего о разбегании галактик: чем больше смещение, тем более удалена галактика), меньше искажения, вносимые атмосферой. Инфракрасное излучение проникает сквозь газовые и пылевые облака в галактиках и туманностях лучше, чем видимый свет, и поэтому построенные в последние годы многоэлементные “оптические антенны” предназначены для работы в длинноволновом диапазоне. Следует также учитывать, что адаптивная оптика, один из главных элементов интерферометрических систем, гораздо лучше работает в инфракрасной области спектра.
Наземные телескопы, при всех их усовершенствованиях, никогда не смогут достичь разрешающей способности, возможной для космических телескопов, не подверженных влиянию атмосферы. И хотя выше уже упоминалось о баснословно высокой стоимости проектов с вынесением телескопов в космос, некоторые астрономы тем не менее полагают, что следующим поколением астрономических приборов будут большие космические телескопы с апертурой 8 метров. Неизвестно, когда это произойдет и произойдет ли вообще. Во всяком случае, следует согласиться с мнением, что космические и наземные телескопы должны скорее дополнять друг друга, нежели конкурировать. Космические телескопы могут выполнять наблюдения в диапазонах длин волн, недоступных для наземных телескопов из-за сильного поглощения в атмосфере, например в ультрафиолетовой или рентгеновской областях спектра. Наземные же телескопы с большими апертурами и базами подходят для наблюдений в области длинных волн, для которых турбулентные эффекты легче компенсировать. И есть все основания присоединиться к словам Фредерика Су, опубликовавшего недавно в ежемесячнике “OE Reports” статью о современных наземных телескопах: “Эти новые телескопы с их новой технологией возвещают наступление золотого века в астрономии. Они дадут возможность получить ясные картины меняющейся Вселенной и, проникая в нее более глубоко, возможно, поставят новые вопросы перед теоретиками”.