Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра - Борис Шустов

Рис. 6.8. Оптическая схема обзорного телескопа LSST (http://www.lsst.org/lsst/science/optical_design)

Рис. 6.9. Телескоп PS1 на Гавайях (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)

Проект Pan-STARRS. Проект Pan-STARRS, или PS, направлен на реализацию обзорных задач по обнаружению предельно слабых малых тел Солнечной системы. Первый этап проекта предусматривает установку и отработку основных компонентов получения и обработки информации, поступающей с четырех телескопов диаметром 1,8 м и полем зрения 3 квадратных градуса каждый, установленных на одной монтировке, которые могут работать как автономные телескопы, так и в качестве телескопов составной апертуры. Этот проект получил обозначение PS4. Тестовый вариант PS1 состоит из одного телеcкопа на отдельной монтировке (рис. 6.9). При этом, если для одного телескопа E составляет около 40,5 м2 град.2, то суммарная эффективность обзора будет выше в зависимости от режима работы и может увеличиться почти в 4 раза. Конечно, это значительно меньше, чем у LSST, но можно предположить, что это окупится преимуществами многоапертурной системы. Они сводятся к следующему [Теребиж, 2005]:

— с увеличением диаметра стоимость телескопа растет быстрее, чем площадь его апертуры. Поэтому с помощью совокупности меньших телескопов дешевле достичь той же эффективности обзора. Дополнительное уменьшение стоимости связано с тем, что небольшие телескопы изготавливаются сравнительно быстро;

— большой телескоп по необходимости должен иметь высокую светосилу, что ведет к ряду трудностей: форма оптических поверхностей становится сложной, допуски на стабильность системы — чрезвычайно жесткими, непросто достичь согласования с фильтрами и пр.;

— если сеть телескопов регистрирует изображения одной и той же области неба, то повышаются надежность отождествления слабых объектов постоянной яркости и эффективность обнаружения переменных объектов. При необходимости часть или все телескопы сети можно направить в разные области неба;

— специальные исследования с телескопами диаметром менее 2 м показали, что атмосферные вариации наклона волнового фронта можно компенсировать путем управления процессом накопления зарядов на детекторе. Для телескопов большего размера возможность коррекции такого вида остается открытой;

— расширяется динамический диапазон системы регистрации; — при разумном распределении телескопов по долготе возможно проследить за временным развитием переменных событий.

Оптическая схема одиночного телескопа Pan-STARRS представляет собой систему квази-Ричи — Кретьена. Эквивалентное фокусное расстояние телескопа равно 8 м, соответствующий масштаб изображения — 38,8 микрон в угловой секунде. Пиксел детектора размером 15 мкм проецируется на небо в пределах угла 0,4″.

Телескоп PS1 установлен на Гавайях, построен в 2006 г., а в 2007 г. был сдан в эксплуатацию. В проекте PS планируется использование гигапиксельной ПЗС-системы с квантовой эффективностью не хуже 66 % в пике спектральной чувствительности. На рис. 6.10 (см. вклейку) показана мозаика из ПЗС-матриц, которая будет использоваться в качестве детектора изображения для телескопа PS1. Она состоит из 60 мозаик, каждая из которых включает 8×8 отдельных ПЗС-матриц, размещенных на одной подложке. В качестве монтировки используется монтировка лазерного дальномера, переданная ученым американскими военными. Этот телескоп позволит отработать все основные моменты работы обзорного телескопа PS4.

Рис. 6.11. Изображение кометы Холмса, полученное на телескопе PS1 в 2008 г. (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)

В настоящее время осуществляется тестирование телескопа PS1. На рис. 6.11 представлено изображение кометы Холмса, полученное на этом телескопе.

В проекте PS4 на одной монтировке планируется разместить четыре таких телескопа, которые будут направлены одинаково. Запуск полноценной версии PS4 планируется к 2010 г. Сколько всего таких инструментов следует изготовить и как их расположить, вопрос пока остается открытым.

6.3.2. Работы по созданию наземных оптических систем обнаружения и сопровождения, проводимые в России. В России работы по созданию современной системы обнаружения телескопами с апертурой свыше 1 м проводятся, по-видимому, только в Институте солнечно-земной физики (ИСЗФ) СО РАН. Такая система обнаружения строится на базе телескопа АЗТ-33, разработанного в ЛОМО. С использованием современной ПЗС-системы, покрывающей большую часть поля зрения, эта система сможет иметь диаметр поля зрения около 3° с проницающей способностью до 23m при экспозиции около 1 мин. Этот телескоп диаметром 1,6 м находится в стадии изготовления, и уже подготовлена астрономическая башня для его установки на Саянской обсерватории в Мондах, где смонтирован и работает также телескоп АЗТ-33ИК, ориентированный на исследования космических объектов в инфракрасной области спектра (см. рис. 6.12 на вклейке). АЗТ-33ИК может быть использован и в программах изучения физических свойств открытых и вновь открываемых объектов.

Разработки обзорных телескопов большого диаметра в России проводились и проводятся (см., напр., [Аронов и др., 2007]). Но пока в России не будет на государственном уровне принята целевая программа развития отечественных средств обнаружения и мониторинга потенциально опасных небесных тел, такие разработки в области астероидно-кометной опасности будут не востребованы. Стоит также упомянуть об обзорных телескопах, которые могут использоваться для нужд обороны. Опыт США показывает, что если решения о создании системы мониторинга принимаются на государственном уровне, то отдельные элементы такой системы можно довольно быстро создать при минимальном дополнительном вложении средств за счет уже имеющихся ресурсов в других областях деятельности государства, например, используя телескопы, предназначенные для контроля космического пространства в прикладных целях.

Обсудим необходимые доработки существующих российских телескопов для их возможного использования в качестве телескопов обнаружения.

Как правило, существующие астрономические инструменты предназначены для исследований небольших участков неба и имеют фокусные расстояния, превышающие несколько метров. В основном на российских обсерваториях установлены телескопы системы Кассегрена или Ричи — Кретьена. Такие инструменты имеют поля зрения менее 1°, но линейные размеры этих полей нередко превышают 10 см. Понятно, что при использовании приемника 3 × 3 см, большая часть поля зрения «пропадает». Для использования всего доступного поля зрения с современным единичным ПЗС-приемником (не блоком) необходима разработка и создание специального оптического устройства, вводимого в оптическую схему телескопа, которое, с одной стороны, согласует разрешение матрицы с масштабом изображения, и, с другой стороны, дает более или менее качественное поле зрения и позволяет использовать все теоретически доступное поле зрения телескопа. Понятно, что такие узкопольные телескопы рационально использовать только для задачи мониторинга, но не обнаружения.

Вторая очевидная проблема — это дооснащение телескопов действительно современными приемниками излучения.

Основная характеристика приемника, которая определяет проницающую способность инструмента — это квантовая эффективность. У современных приемников она достигает 90 % в видимом диапазоне спектра. Вторая важная характеристика — это динамический диапазон. Для приемника на основе ПЗС-матрицы эта характеристика напрямую связана с размером пиксела. Для пиксела размером 16 × 16 мкм емкость заряда, который этот пиксел может накопить, равна примерно 180 000 зарядов электрона. Меньше размер — меньше емкость — меньше динамический диапазон. Кроме того, размер пиксела и их число определяют линейные размеры всей матрицы.

Для уменьшения темновых токов, которые становятся существенным негативным фактором в условиях накопления, в астрономических матрицах применяются системы охлаждения. Как правило, это либо элементы Пельтье, либо системы азотного охлаждения. Элементы Пельтье дают «умеренное» охлаждение. Один каскад при условии эффективного отвода тепла с нагреваемой поверхности дает разность температур примерно в 30 градусов между нагреваемой и охлаждаемой поверхностями. Соответственно двухкаскадный элемент Пельтье дает охлаждение примерно на 50 градусов. Подчеркнем, что такое охлаждение достигается относительно температуры окружающего воздуха. Так, если температура возле телескопа +20 °C, то температура матрицы может достигать –35 °C. Азотное охлаждение позволит получить температуру светочувствительной поверхности до –130 °C. Недостатком второго типа охлаждения является необходимость периодической заправки азотом, а значит, нужно иметь под рукой источник азота. Это не всегда может быть выполнено.