Разведка далеких планет - Владимир Сурдин

Хотя ни один большой телескоп не повторяет предыдущие, а несет в себе новые инженерные элементы, все же эволюцию крупнейших телескопов — рефлекторов можно представить в виде смены нескольких поколений (табл. 3.3).

Каковы же особенности наземных телескопов последнего, пятого поколения? Этих особенностей много: они и в материалах, и в технологиях, и в принципиально новых идеях, уже воплощенных или ждущих своего часа. Главная черта новых телескопов — отказ от жесткого зеркала. Теперь поддержание идеальной формы главного зеркала и вообще заданных оптических параметров телескопа возложено на систему активной оптики. Что это такое?

Активная оптика

Система активной оптики — это автоматическая система для поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов телескопа — рефлектора, прежде всего его главного и вторичного зеркал. Идеальную форму (параболоида, гиперболоида или сферы, в зависимости от оптической схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на оптическом предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты. В дальнейшем качество зеркал ухудшается при их транспортировке в обсерваторию и сборке телескопа в башне. Во время эксплуатации телескопа его элементы подвергаются переменным механическим и термическим нагрузкам, вызванным поворотами телескопа при его наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т. п. Особенно сильно искажают форму главного зеркала телескопа его повороты по высоте, они же приводят к переменному гнутию конструкции телескопа, сбивая настройку оптических элементов.

Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их жесткости. Как мы уже знаем, к концу XIX в. телескопы — рефракторы приблизились к своему пределу: с ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру. Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа: рефракторы Ликской (91 см) и Йерксской (102 см) обсерваторий — никогда не будут превзойдены, во всяком случае до тех пор, пока линзы делают из стекла, а сами телескопы располагаются на поверхности Земли, в условиях обычной силы тяжести.

Рис. 3.28. Принципиальная схема системы активной оптики, применяемой на Европейской южной обсерватории.

Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопам — рефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют пассивными. Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая система разгрузки. Она поддерживает зеркало снизу в нескольких точках так, что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту смотрит телескоп, а значит, чем более горизонтально расположено его главное зеркало, тем сильнее упираются в него снизу поддерживающие «пальцы», не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически это стало первым шагом к системе активной оптики.

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. 3.29. Оправа главного зеркала одного из телескопов VLT. Видны выступающие вверх «пальцы» 150 актюаторов, управляющих формой 8,2–метрового зеркала.Рис. 3.30. Актюаторы главного зеркала VLT.

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). 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. 3.31. Зеркало диаметром 8,3 м японского телескопа «Субару» в процессе монтажа.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.Рис. 3.33. Зеркало телескопа «Субару» в процессе тестирования (до алюминирования). Изготовлено оно из стекла ULE (ultralow 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 теле скопах 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.