Официальный сайт телескопа:
The James Clerk Maxwell Telescope (JCMT)

В гостях у телескопа имени Джеймса Кларка Максвелла

Капризные телескопы (вместо предисловия)

Когда разговор заходит о субмиллиметровых телескопах, нужно всегда помнить, что они крайне требовательны к выбору места. На карте Земли найдется совсем немного точек, где они могли бы успешно работать. Главная (но не единственная) причина - наличие водяного пара в атмосфере, который даже в ничтожных количествах сильно поглощает инфракрасное и субмиллиметровое излучение.

Даже в сухой безоблачный день количество водяного пара на уровне моря составляет не менее 30-50 мм (это означает, что если вся влага внезапно выпадет на землю в виде дождя, она образует слой как раз такой толщины). Это количество многократно превышает тот уровень, при котором атмосфера почти полностью теряет прозрачность для инфракрасных и субмиллиметровых волн.

Основная часть этого водяного столба сосредоточена вблизи земной поверхности. Поэтому, если мы начнем подниматься над уровнем моря, очень скоро с длинноволновой стороны от видимой области спектра начнут появляться так называемые окна прозрачности - участки спектра, в которых атмосфера будет частично или даже полностью прозрачной. Первыми откроются окна в ближнем ИК-диапазоне. Они менее требовательны к количеству водяного пара над телескопом. Фактически, самые коротковолновые из них - J (1,25 мкм), H (1,65 мкм) и K (2,2 мкм) - можно использовать уже на уровне моря. По этой причине многие крупные телескопы, даже не очень "высокогорные", имеют сегодня в своем арсенале приемники ближнего ИК-диапазона, работающие в доступных окнах прозрачности.

Со средним и дальним инфракрасными диапазонами (~ 10 - 300 мкм), а также субмиллиметровыми волнами (~ 300 мкм - 1 мм) ситуация становится просто критической. Только лучшие высокогорные обсерватории, над которыми остается всего 1-2 мм водяного столба в форме водяного пара, могут похвастаться приемлемой прозрачностью атмосферы в некоторых окнах этой части спектра.

Рис. 1. Прозрачность атмосферы в среднем ИК-диапазоне над вершиной Мауна Кеа. Хорошо видно, что с ростом длины волны она катастрофически падает. В день измерения мощность колонки водяного пара над вершиной составляла всего 1.2 мм.

Рис. 2. Прозрачность атмосферы в субмиллиметровом диапазоне (0.188 - 1.5 мм), измеренная японскими астрономами над высокогорной чилийской пустыней Атакама у северо-восточного склона горы Чайнатор в районе Пампа ля Бола (4800 м) - около места, где планируется построить крупнейший в мире массив субмиллиметровых телескопов, работающих в режиме интерферометра (ALMA).

Зимой воздух над пустыней Атакама действительно можно назвать экстремально сухим. Колонка водяного пара над Пампа ля Бола в момент измерения в июне 1998 года (в южном полушарии это как раз разгар зимы) составила всего 0.5 мм! Но даже при таких условиях левая сторона графика беспощадно изъедена - поглощающая способность водяного пара поистине огромна. Конечно, радикальным решением является вывод инфракрасных и субмиллиметровых телескопов в космос (что иногда делается). Но - дорого, пока очень дорого... Приходится выкручиваться на Земле.

Между прочим, японские астрономы, давно уже мечтающие создать свой массив субмиллиметровых телескопов (подобный массиву ALMA, который планируется построить у южного склона горы Чайнатор при участии сразу нескольких государств), еще в 1990-е годы специально выбирали для него место по всему миру, учитывая множество критериев: (1) самый главный, конечно, это высокая прозрачность атмосферы над местом в субмиллиметровом диапазоне, (2) спокойствие атмосферы в этой полосе для достижения субсекундного разрешения в процессе совеместной работы массива антенн в режиме интерферометра, (3) место должно иметь широкую плоскую площадку, не менее 3 х 3 км, чтобы было где разместить все телескопы и вспомогательные строения, (4) отсутствие сильных ветров для согласованного наведения антенн, (5) хорошая доступность, (6) политический статус страны, владеющей территорией, развитость ее инфраструктуры и т.д.

Учитывая скрупулезность и педантичность японцев вообще будет нелишне взглянуть на результат их выбора. На первых позициях у них оказались следующие места:

1. Районы северного высокогорья Чили, такие как Пампа ля Бола (4800 м) и Рио Фрио (4100 м). Высокогорная равнина Пампа ля Бола находится у северо-восточного склона горы Чайнатор. Она чуть-чуть уступает в прозрачности атмосферы (20%) и ее спокойствии (10%) местечку Льлано де Чайнатор, находящемуся всего в 10 км - у южного склона той же горы, где планируется построить субмиллиметровый массив ALMA (5050 м). Зато доступность Пампа ля Болы во многих отношениях лучше и ситуация с воздушными потоками предпочтительней: Льлано де Чайнатор фактически находится на кромке хребта, да еще с наветренной сторой горы Чайнатор. Восходящие ветры нередко вызывают здесь появление тумана, дождя или снега, поэтому Пампа ля Бола серьезно лидирует не только по силе ветров, но и по числу ясных дней в году.

2. Мауна Кеа (4200 м, Гавайи, США). По прозрачности атмосферы и ее спокойствию для субмиллиметровых наблюдений это место ощутимо уступает чилийским высотам. Но в северном полушарии оно оказывается лучшим дополнением к последним.

3. Ханле (4500 м, Индия). Без комментариев ввиду отсутствия данных.

4. Делинга (3200 м, Китай). Без комментариев ввиду отсутствия данных.

Рис. 3. Судя по голубому небу, это не Марс! Мы находимся в Атакаме - одной из самых высокогорных пустынь мира, точнее в местечке под названием Льлано де Чайнатор. Впереди высится вершина Серро-Часкон (около 5700 м), а слева за кадром - другой великан, вершина Серро-Чайнатор (около 5600 м). Тени в полдень падают в Атакаме строго на юг... Нет, нет, не подумайте, место это не заколдовано - просто мы находимся в южном полушарии.

Здесь, на высоте 5050 метров над уровнем моря через несколько лет планируется создать инструмент, которому будет под силу не только разглядывать детали мощных пылевых дисков около Вега-подобных светил, но и регистрировать гораздо более слабые запыленные пояса реликтовых планетезималей, подобные нашему поясу Койпера. Кто знает, может быть именно с этих высот астрономы возвестят миру о том, что не 5% и даже не 15%, а почти все 100% звезд главной последовательности имеют планетные системы.

Телескоп имени Джеймса Кларка Максвелла (JCMT)

Вот и мы и подошли к осмысленому прочтению фразы, с которой начинается рассказ о телескопе Максвелла на его официальном сайте: "JCMT является крупнейшим в мире телескопом, который может работать в субмиллиметровом диапазоне (0.3-2 мм)". Говоря о его аналогах, не нужно искать их по всем обсерваториям мира - после сказанного выше несложно догадаться, что места, где такие телескопы могли бы эффективно работать, можно пересчитать по пальцам.

Главное 15-метровое зеркало телескопа JCMT изготовлено из 276 отдельных алюминиевых фрагментов, плотно стыкованных вместе. Свой первый свет оно увидело в 1987 году. Несмотря на очень высокую точность изготовления поверхности, его все же чаще называют не зеркалом, а антенной, или "тарелкой": просто потому, что субмиллиметровый диапазон формально уже не относится к оптическому, но тяготеет к радио.

Рис. 4. Составное алюминиевое зеркало телескопа Максвелла с поперечником 15 метров.

Рис. 5. 3-метровое зеркало немецкого субмиллиметрового телескопа KOSMA действительно является зеркалом в обычном понимании этого слова. Правда, точность изготовления его поверхности 20-30 мкм не идет ни в какое сравнение с точностью ювелирно исполненных зеркал оптических телескопов, измеряемой в нанометрах. Но для волн длиннее 0.3 мм этого вполне хватает. (Швейцарские Альпы, 3135 м).

Для работы со светом, имеющим длину волны в доли миллиметра, зеркало должно иметь форму поверхности, отличающуюся от идеальной параболы в среднем не более чем на 20 мкм! Но это еще пол дела: огромная тарелка такого телескопа должна сохранять ее при работе, невзирая на вращение и наклон, тепловые колебания и ветер (если она открытая).

Между прочим, именно по этой причине 15-метровый субмиллиметровый телескоп SETS Европейской южной обсерватории, который был "снят с вооружения" летом 2003 года, не мог конкурировать с телескопом Максвелла. Средняя точность его поверхности составляла 70 мкм. Этого хватало лишь для того, чтобы SETS мог едва-едва "заглянуть" в субмиллиметровый диапазон (у него был приемник на волну 0.8 мкм). На большее он был не способен.

Ближайшими крупными собратьями JCMT в мире сегодня являются 10-метровый телескоп имени Генриха Герца, установленный в США на горе Маунт Грэхем (3186 м), и гавайский сосед - 10-метровый телескоп CSO Калифорнийского технологического университета (4070 м). Расстояние между JCMT и последним составляет всего 158 метров, и астрономы, безусловно, уже связали их в единый интерферометр. Конечно, его возможности очень ограничены: он одномерен и имеет небольшое время удержания синхронизации из-за атмосферных флуктуаций (всего около 100 секунд). Зато на нем можно отрабатывать те технологические решения, которые впоследствии должны лечь в основу будущего массива ALMA.

Что касается защиты зеркала JCMT от ветра и пыли, то здесь она более чем удачна. Во-первых, телескоп сидит в своеобразной карусели, напоминающей купол телескопа Subaru, с той лишь разницей, что тарелка занимает почти все пространство внутри купола. Во время наблюдений одновременно сдвигается крыша карусели и раскрываются ее стены. Во-вторых, даже в рабочем положении, зеркало телескопа остается скрытым под огромным полотном из горетекса - специальной ткани, не пропускающей воду, но на 97% прозрачной для субмиллиметровых волн. Говорят, это самый большой цельный кусок горетекса в мире.

Благодаря мембране, JCMT можно спокойно наводить днем на внутренние планеты и даже на само Солнце. Подобная оплошность без защитного экрана привела бы к мгновенному выжиганию принимающей аппаратуры: можно себе представить, сколько солнечной энергии собралось бы в фокусе почти идеального 15-метрового параболоида!

Рис. 6. Телескоп Максвелла в рабочем положении (Мауна Кеа, Гавайи). Скрывающая телескоп защитная мембрана из горетекса подсвечена изнутри.

Рис. 7. На этой редкой фотографии телескоп Максвелла запечатлен "раздетым" - перед снятием вторичного зеркала для запланированной переполировки мембрана из горетекса всегда удаляется. Главное зеркало, или антенна, занимают почти все пространство под каруселью.

На переднем плане: купол ближайшего соратника телескопа Максвелла - 10-метрового субмиллиметрового телескопа CSO Калифорнийского технологического университета. В паре с JCMT, он превращается в неподвижный одноплечевой интерферометр.

Справа вдали: замечательное дополнение к скромному парку субмиллиметровых телескопов - первый в мире субмиллиметровый массив SMA, состоящий из восьми 6-метровых антенн (на снимке видны только три), которые способны работать в режиме интерферометра в диапазоне 0.3-1.7 мм. Сейчас уже все восемь антенн SMA установлены на место и происходит отладка и ввод в строй всей системы. Ее разрешающая способность в полосе 0.3 мм достигнет 0.1 угловой секунды! Вот чего не хватало Марку Вьятту для детального рассмотрения диска Веги. В настоящее время массив антенн SMA, несмотря на продолжающиется отладочные работы, уже несколько раз использовался астрономами для научных наблюдений, в том числе трижды наводился на звезды главной последовательности с пылевыми дисками. Веги среди них еще не было (данные на конец 2003 года).

Ожидается, что в 2005 году все три телескопа - JCMT, CSO и SMA будут работать в единой связке.

Приемная аппаратура

Для каждого окна прозрачности атмосферы JCMT имеет свою приемную аппаратуру, которая во время работы охлаждается как минимум до 4° Кельвина (-269° по Цельсию), а чаще еще сильнее. Причина очевидна: чем она теплее, тем больше ее собственное излучение и шум в рабочем диапазоне телескопа.

В целом приемники JCMT можно разделить на два класса: гетеродинные, рассчитанные на регистрацию узких молекулярных линий и позволяющие изучать распределение и динамику молекул в космосе, и неизбирательные, или детекторы непрерывного спектра. Последние используются для регистрации излучения межзвездной пыли и позволяют изучать ее распределение, температуру, массу и некоторые другие свойства. В дополнении к двум основным классам приемников на JCMT имеются поляриметры, которые при совместной работе с приемниками вышеназванных типов позволяют судить о силе и направлении магнитных полей в изучаемых уголках Вселенной.

Если сравнить приемную аппаратуру телескопа Максвелла с художественными произведениями, то всю "галерею" JCMT в двух словах можно описать так: "Один шедевр мирового класса и вся остальная шушера". Это конечно шутка, но слово шедевр в применении к инструменту SCUBA, позволившему Марку Вьятту изучать пылевой диск Веги, астрономы произносили в последние годы не скупясь.

"SCUBA - это самая совершенная субмиллиметровая камера в мире, которая появилась на гавайском телескопе JCMT в 1996 году. Она произвела своего рода революцию <...> в астрономии, широко открыв перед учеными субмиллиметровый диапазон и пролив новый свет на целый ряд космических феноменов". Эти слова были сказаны директором JCMT Яном Робсоном вскоре после инсталляции SCUBA. Несмотря на то, что сегодня уже готовится к вводу в строй новая, еще более совершенная субмиллиметровая камера SCUBA-2, слова эти все еще не потеряли своей актуальности. Разберемся, что за ними стоит.

SCUBA и ее наследница

Прежде всего следует хорошо понимать, что полупроводниковых аналогов ПЗС, способных работать в субмиллиметровом диапазоне, все еще не существует. Когда проектировали камеру SCUBA, она должна была заменить старый фотометр UKT14 (по существу, болометр, или 1-пиксельную матрицу, если хотите), сердцем которой являлся чувствительный термистор - резистор, меняющий свое сопротивление при нагревании. Тепловые фотоны от источника на небе направлялись на этот термистор, по изменению сопротивления которого можно было судить о интенсивности теплового потока.

Очевидно, что для получения мало-мальски детальной карты интенсивности протяженного источника, астрономы должны были сканировать нужную область неба, обходя ее точка за точкой и последовательно измеряя тепловой поток от каждой из них. SCUBA стала первой попыткой создания субмиллиметровой матрицы, позволяющей получать сразу двумерный снимок небольшой области неба диаметром около 2.3 угловой минуты. Конечно разрешение такого снимка, даже на 15-метровой антенне JCMT, будет невелико - волны все-таки о-о-очень длинные. Поэтому и количество пикселов в такой матрице несравнимо с ее оптическими аналогами.

SCUBA имеет два массива приемных болометрических детекторов (читай, пискелов): длинноволновый (0.6-0.85 мкм) и коротковолновый (0.35-0.45 мкм). ДВ-массив скомпонован из 37 пискелов и на 15-метровой антенне телескопа Максвелла дает дифракционное разрешение 14". Именно он использовался для съемки Веги. Пискелы КВ-массива мельче, поэтому для покрытия той же области неба их потребовалось уже 91 штука. Разрешение в этой полосе получается 7.5".

Рис. 8. Длинноволновый массив камеры SCUBA, состоящий из 37 болометрических приемников, на которые проецируется область неба диаметром 2.3 угловых минуты. Три дополнительных конических раструба по краям - однопискельные фотометры для более длинноволновых окон прозрачности неба (1.1, 1.35 и 2 мкм).

Появление камеры SCUBA несоизмеримо ускорило съемку протяженных областей неба в субмиллиметровом диапазоне и фактически развязало астрономам руки для подобной работы. Но это не единственное преимущество новой камеры над старыми однопиксельными болометрами. Главное качественное преимущество - конечно, чувствительность.

Вообще инфракрасную и субмиллиметровую наземную астрономию часто сравнивают с "наблюдениями в дневное время суток на охваченных пламенем телескопах". Надеюсь, это сравнение понятно (температура и воздуха и телескопов фактически не меняет ото дня к ночи, лишь на несколько процентов по шкале Кельвина - круглые сутки все вокруг сияет тепловыми лучами!) Астрономам приходится буквально искать иголку в стоге сена, вытаскивая слабые сигналы от далеких субмиллиметровых источников, которые на несколько порядков слабее теплового фона неба.

SCUBA изначально проектировалась так, чтобы ее чувствительность ограничивал лишь фотонный шум неба и сведенный к минимуму собственный шум телескопа. Для этого инженеры Королевской обсерватории в Эдинбурге вложили в камеру столько новаторских решений, сколько не найти во всех остальных приемниках телескопа JCMT вместе взятых.

В рабочем положении SCUBA охлаждается до температуры всего 0.1?К. Для этого требуется специальный криостат, обслуживание которого обходится астрономам в круглую сумму - $2000 еженедельно. Кроме того, для минимизации паразитного излучения от самого телескопа каждый ее приемный пиксел посажен в своеобразный конический рупорный облучатель и спрятан под узкополосным фильтром. Облучатель направляет полезные тепловые фотоны от источника на болометр и одновременно отсекает "чужаков".

Для максимально плотной упаковки круглых рупоров в фокальной плоскости телескопа, инженеры расположили их в узлах гексагональной, а не прямоугольной решетки. При этом они все равно не заполяют картинную плоскость полностью, как в случае прямоугольных пикселов ПЗС матрицы. Эти различия между последними и камерой SCUBA влекут за собой существенное отличие в технике наблюдений. Для получения обычного полного прямоугольного снимка, вторичное зеркало JCMT каждую секунду чуть-чуть поворачивается, смещая изображение в фокальной плоскости на 3" или 6" по определенному гексагональному маршруту. Так постепенно на болометры попадают все участки изучаемого поля. Програмное обеспечение при этом строит из коротких односекундных "гексагональных экспозиций" привычную нам прямоугольную картину.

Такой алгоритм - лишь самая необходимая, но отнють не достаточная часть эффективной работы камеры. Помимо ежесекундных смещений, вторичное зеркало успевает 7-8 раз в секунду быстро отклониться в сторону на 60" и вернуться обратно. Не забывайте, что небо в этом диапазоне пылает как пламя! Пламя изменчиво и нужно несколько раз в секунду наводить телескоп в сторону от наблюдаемого небесного объекта, чтобы посмотреть, как изменился за это время фон неба. Если этого не учесть, результатом наблюдений будет сплошной шум.

Но и этого мало! Инженеры, следящие за работой телескопа изнутри карусели, хорошо знают, что каждые 10-20 секунд огромная антенна телескопа делает легкий клевок и снова возвращается в исходное положение. Так телескоп следит за медленными изменениями температурного градиента атмосферы, который тоже необходимо учитывать при сравнении фона неба в стороне от источника и точно на нем.

Наконец, для комфортной работы камеры SCUBA инженеры идут на решительный шаг и не ленятся каждый раз при работе с камерой проделывать с телескопом то, что однажды, но по ошибке уже сделали с "Хабблом".

Хорошо известно, что Космический телескоп был запущен в космос с грубейшей ошибкой в форме главного зеркала: оно было сделано сферическим, и телескоп первые два года работы страдал чудовищными искажениями в главном фокусе (пока на орбиту не доставили исправляющий корректор). Так вот, при работе с камерой SCUBA вторичное гиперболическое зеркало телескопа каждый раз сознательно смещается вдоль оптической оси к первичному (всего на 4 мм), благодаря чему резко увеличивается фокусное расстояние. Делается это по причине того, что камера установлена в фокусе Нэсмита, куда луч направляется через вертикальную ось телескопа. Чтобы виньетирование было минимальным, фокус смещают в самое узкое место осевого подшипника. Разумеется, нарушение оптической схемы приводит к появлению сильной сферической аберрации - телескоп попросту "косеет". По аналогии с "Хабблом", ситуация исправляется дополнительным корректором.

Ради чего все это? Очень просто: новая камера увеличила скорость съемки протяженных областей неба в несколько тысяч раз по сравнению со старыми однопискельным болометрами при том же уровне шума. Именно этот факт Ян Робсон и называет "открытием субмиллиметрового окна в небо".

Но техника не стоит на месте. Прошло всего несколько лет, и астрономы уже планируют введение в строй еще более совершенной камеры SCUBA-2. Несколькими абзацами выше было написано, что полупроводниковых аналогов ПЗС в субмиллиметровом диапазоне не существует. На самом деле, если слово полупроводниковых заменить на сверхпроводящих, то уже существуют!

Технология сверхпроводящих микроболометров, построенных на тончайших металлических пленках, которые работают в узком интервале температур между сверхпроводящим и обычным состоянием, фактически стала аналогом ПЗС в мире тепловых лучей. Она уже работает на Космическом инфракрасном телескопе FIRST. Компактные, ультрабыстрые и малощумящие - сверхпроводящие микроболометры можно объединять в матрицы, состоящие из многих тысяч пикселов.

SCUBA-2 к примеру будет иметь в сумме около 30000 пискелов. Причем их не требуется охлаждать до 100 милликельвинов - достаточно 250, и при этом они будут иметь чувствительность, превосходящую чувсвтительность болометров SCUBA на 50%. С практической стороны это означает, что эксплуатация новой камеры обойдется несравнимо дешевле: всесто дорогой криогенной установки будет использована существенно более дешевая система охлаждения матрицы (замкнутый цикл циркуляции ³He).

Для чего столько пикселов, если старая SCUBA уже давала дифракционное разрешение? Дело в том, что JCMT потенциально может давать невиньетированное поле зрения площадью около 100 квадратных минут неба, из которых SCUBA использовала лишь 5. Кроме того, не следует забывать и об интерферометрии с соседями.

SCUBA-2 будет построена на смежных прямоуголных пикелах, не требующих гексагональных смещений вторичного зеркала. Кроме того, они позволят учитывать колебания фона неба без постоянных поворотов последнего в сторону от источника. Таким образом, работа с камерой по существу уже не будет отличаться от съемки на обычную ПЗС-матрицу.

Ожидается, что в итоге она позволит поднять скорость съемки неба в тепловых лучах еще в тысячу раз. Это значит, что карту центральных областей Млечного Пути в субмиллиметровом диапазоне, на построение которой английским астрономам в 1999-2000 годах потребовалось ни много ни мало 15 полных ночей телескопа JCMT в связке с камерой SCUBA, теперь можно будет отснять менее чем за полчаса! Обзоры избранных областей неба будут проводиться с фантастической скоростью. И глубиной: если для достижения удаленной эпохи формирования галактик в полосе 850 мкм при хороших наблюдательных условиях сегодня телескопу Максвелла требуется не менее 50 часов экспозиции (так было при изучении Глубокого северного прокола Хаббла), то SCUBA-2 сделает это всего за 2 часа, и при этом покроет гораздо большую площадь.

Попутно, астрономы ожидают от новой камеры уникальной возможности прямого изучения начальной функции масс в областях звездообразования вплоть до самых крошечных дозвездных объектов с массой всего несколько юпитерианских. Как тут не вспомнить открытые всего несколько лет назад свободно плавающие планеты в Большой Туманности Ориона и в окрестностях звезды Сигма Ориона (рядом с Конской Головой). Не правда ли было бы интересно узнать, как много таких странников во Вселенной и как они рождаются?

Ожидается, что все эти возможности астрономы получат в свои руки уже в 2005 году: таков запланированный срок ввода в строй камеры SCUBA-2.

А.И.Дьяченко, обозреватель журнала "Звездочет"