Галактики. Большой путеводитель по Вселенной - Джеймс Гич

от отдаленных астрономических источников, входящих в столкновение с атмосферой Земли. К тому моменту, когда излучение достигает Земли, световые лучи приобретают форму идеальных параллельных волн, но при прохождении через атмосферу ее молекулы нарушают это идеальное состояние и искажают параллельные очертания, что и приводит к «размыванию» изображения. Для научных целей нам необходимо убрать это вмешательство, возвращая входящим волнам их параллельное состояние.

Чтобы это сделать, нужно отслеживать искажения в ярком эталонном «точечном» источнике, подобном звезде. При отсутствии атмосферных искажений звезда должна выглядеть как одиночный устойчивый источник света с характерными формами. Если рядом с местом вашего наблюдения такой яркой звезды нет, на помощь приходят телескопы с мощным лазером, который может создать фальшивую звезду, захватывая атомы натрия, находящиеся в тонком слое атмосферы на высоте 100 км. Отслеживая модуляции этого опорного источника в виде искусственной звезды, специальная аппаратура выявляет и корректирует искажения, вносимые земной атмосферой, как если бы мы смотрели на него не через атмосферу, а из космоса, – для приближения к реальным условиям размеры зеркала телескопа могут быть изменены (совсем немного). Один из способов достижения такой компенсации – использование специально сконструированных зеркал с крошечными сегментами, которые могут двигаться вверх и вниз, изменяя очертания поверхности зеркала, что позволяет разгладить входящие волновые фронты. Это примерно то же, что подбросить в воздух теннисные мячики, а затем попытаться поймать их все строго в один и тот же момент. Результаты работы адаптивной оптики изумительны – почти 30-кратное улучшение разрешения по сравнению с обычными наземными наблюдениями.

Охота на фотоны при помощи зеркал сама по себе бессмысленна. Чтобы получить какие-либо научные результаты, эта энергия должна быть записана: здесь нам поможет прибор с зарядовой связью, или ПЗС (англ. Charge-Coupled Device, CCD). Это устройство, заменившее фотопластины прошлого, вот уже более 20 лет используется практически во всех астрономических детекторах. Сегодня данная технология используется во всех сферах нашей жизни. И как же она работает?

ПЗС – это двумерный массив детекторов, аналогичный пикселям в цифровом изображении (в своем простейшем применении они фактически создают содержимое пикселей в изображении). Каждый детектор выполнен из полупроводника, выполненного, как правило, из поликремния; фотон, попадая на один из таких детекторов, может вырабатывать небольшой электрический заряд. Количество заряда, возникшего в результате прохождения фотона через детектор, увеличивается линейно, так что если мы погрузим наш чип в фотоновую ванну, другими словами «экспонируем» ПЗС, то сможем создать большой заряд, который будет соответствовать количеству света, попадающего на него во время экспозиции. Зарядом можно управлять с помощью напряжений, и поэтому после подходящего времени экспозиции мы можем «считывать» заряд в каждом пикселе, перетаскивая сигнал в каждом детекторе на края ПЗС, где он может быть электронно усилен и пропущен через преобразователь, который превращает аналоговое напряжение в цифровой сигнал (так называемый аналого-цифровой преобразователь). На этом этапе мы можем сохранить информацию для последующих поколений в двумерном массиве пикселей – цифровом изображении, загруженном в память. И здесь начинается самое веселье.

Для вашей цифровой камеры закрытие затвора является завершением ее работы. Изображение, получаемое на экране, обычно представляет собой чрезвычайно точное воспроизведение сфотографированного вами объекта и не требует большой, если вообще какой-либо, последующей обработки. Но повседневная фотография пользуется преимуществом, в котором столь нуждаются астрономы и которого, как правило, им не хватает, – отношением «сигнал – шум». Проще говоря, сигнал, который мы обычно ищем, например свет, испускаемый какой-то далекой галактикой, часто затмевается излучением с неба и может быть сопоставим по размеру со случайными флуктуациями или шумом при считывании каждого детектора. Иногда нам даже приходится беспокоиться о количестве «темного» сигнала, возникающего из-за образования заряда в каждом детекторе в результате теплового производства электронов в полупроводнике и присутствующего, даже когда на ПЗС не падает свет. То есть, если кратко, необработанные астрономические данные – это безобразная свалка информации. Мало того, что нам обычно приходится комбинировать множество экспозиций одного и того же участка неба в поисках нужного сигнала, так мы еще и должны проводить серьезную последующую обработку, чтобы получить изображения научного уровня или хотя бы того, что можно было бы счесть «красивыми картинками». Этот процесс называется сокращением данных, так как мы начинаем работу с большим количеством данных и в итоге отбрасываем существенную часть, сводя их в одно изображение.

ПЗС – не единственные детекторы, востребованные в астрономии. Мы постоянно развиваем (вернее, эксплуатируем) технологии, позволяющие обнаруживать другие формы излучения далеких галактик. Например, я пишу этот текст, сидя в гостинице в Хило, на Большом острове Гавайи. Я здесь, потому что помогаю с вводом в эксплуатацию новой камеры на телескопе Джеймса Клерка Максвелла под названием SCUBA-2. Это камера, чувствительная к субмиллиметровым волнам, то есть к свету с длинами волн 450 и 850 микрон.

В этом случае не подойдет традиционное полупроводниковое устройство – понадобится нечто куда более экзотическое. SCUBA-2 по-прежнему использует двумерный массив пикселей, но при этом каждый детектор – это сверхпроводящий «датчик границы перехода», который поддерживается при температуре чуть выше абсолютного нуля. Эти устройства могут измерять субмиллиметровые фотоны по небольшому изменению температуры, которое они передают при попадании на детектор, что меняет электрическое сопротивление (его можно измерить как небольшой сдвиг в напряжении, обычно в миллиардную долю вольта). Напряжения можно преобразовать в цифровой сигнал, который затем сохраняется. Таким образом мы получаем способ записи попадающего к нам света. Как показывают эти примеры, подходы к практической реализации задачи зависят от движения вдоль электромагнитного спектра, но общим во всех вариациях остается преобразование входящего электромагнитного потока в цифровой сигнал: его можно откалибровать так, чтобы получить данные о количестве энергии, поступившей на определенную частоту света. Это и есть наш ключ к интерпретации результатов наблюдений за далекими галактиками.

Прежде чем SCUBA-2 приступит к своим научным обязанностям, следует досконально изучить механизмы работы камеры и данные, которые она может поставлять. То есть мы пытаемся не только использовать инструмент, чтобы найти что-то новое, но и разобраться в нем самом. Эта камера была установлена на телескопе совсем недавно, и, пока я пишу эти строки, ее готовят к эксплуатации, проводя множество испытаний и устанавливая многочисленные настройки. К тому времени, когда вы начнете читать эту книгу, SCUBA-2 будет проводить настоящие астрономические исследования.

Внедрение в промышленную эксплуатацию любого нового инструмента – процесс сам по себе захватывающий, как бы этот механизм ни расстраивал и ни разочаровывал техников и инженеров, которые его создали. Но наша задача – не просто встроить прибор в телескоп и открыть затвор. В случае со SCUBA-2 весь агрегат сначала должен быть охлажден