|
Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://www.inasan.rssi.ru/~dwiebe/popart/adapt.html
Дата изменения: Thu Sep 27 10:02:20 2012 Дата индексирования: Wed Jan 30 02:42:30 2013 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п п р п п р п п р п |
Опубликовано в журнале Звездочет 2002, N4, с.21
Сопоставив историю астрономии с историей развития наблюдательной техники, можно, не сильно погрешив против истины, сказать: чтобы совершить переворот в науке о небе, достаточно на порядок увеличить диаметр объектива телескопа. Труба Галилея по диаметру (5 см) приблизительно в 10 раз превосходила зрачок человеческого глаза. С помощью 46-сантиметрового телескопа совершил свои главные открытия Вильям Гершель. Прорыв во внегалактической астрономии в первой половине XX века связан с американскими 2.5-метровым и 5-метровым телескопами. Однако во второй половине XX века эта закономерность начала давать сбои. Правда, до создания 50-метрового телескопа еще далеко (хотя проекты уже имеются!). Но в последние годы углубление наших познаний о строении Вселенной в значительной степени связано с Космическим телескопом им. Хаббла, диаметр зеркала которого -- всего 2.4 м -- по нынешним временам совершенно не впечатляет.
Причины этого как будто очевидны. Теоретически, увеличение диаметра объектива дает наблюдателю два преимущества. Во-первых, большая площадь позволяет собирать больше света, а значит, наблюдать более слабые объекты. Во-вторых, с увеличением диаметра возрастает разрешающая сила телескопа, т.е. четкость создаваемого им изображения. Согласно теории, минимальное угловое расстояние в секундах дуги между двумя точками, при котором их изображения еще не сливаются, равно 14/D, где D -- диаметр объектива, выраженный в сантиметрах. Эта теоретическая разрешающая сила называется дифракционным пределом. Легко подсчитать, что 10-метровый телескоп им. Кека (Гавайские о-ва) должен различать детали небесных объектов размером не более 0.014"! На практике эта величина, увы, недостижима. Турбулентность земной атмосферы безжалостно размывает изображения звезд даже в местах с лучшим астроклиматом: например, при максимально чистом и спокойном воздухе на 8-метровом телескопе VLT было достигнуто разрешение 0.2", соответствующее разрешению 70-сантиметрового зеркала. Конечно, никакая турбулентность не отнимет у большого зеркала его площади, а значит, и собираемого света, но важнейшая составляющая часть успеха отсутствует.
Что же делать? Очевидный ответ -- вывести телескоп за пределы атмосферы. Конечно, более действенного способа борьбы с турбулентностью не найти, но этот способ одновременно является и самым дорогостоящим. К 2000 году затраты на эксплуатацию Космического телескопа им. Хаббла перевалили за 6 млрд. долларов, что превышает совокупную стоимость всех телескопов оптического диапазона, когда-либо построенных на поверхности Земли. И потому, несмотря на всю значимость полученных с помощью "Хаббла" результатов, слишком часто позволять себе такое удовольствие астрономы не могут. Кроме того, число желающих наблюдать на "Хаббле" в пять раз превышает его возможности, так что всех потребностей астрономии он все равно не удовлетворяет. Ждать долгие годы запуска следующего космического инструмента астрономы не согласны, но не создавать же многометровые зеркала с разрешением любительского телескопа!
Атмосферная турбулентность -- не единственная причина колебаний изображения, построенного телескопом. В его "пляску" вносят свой вклад и внутренние причины -- различные механические, тепловые и оптические эффекты. Например, при перемещении телескопа детали его конструкции, в том числе и главное зеркало, изгибаются под собственным весом. Для борьбы с этими искажениями используется активная оптика: качество изображения контролируется специальными сенсорами, которые периодически подают команду на изменение формы одного из оптических элементов телескопа (как правило, главного зеркала), чтобы всегда получать в фокусе сходящийся пучок лучей. Первым телескопом с активной оптикой стал 3.5-метровый Телескоп Новой Технологии (NTT) Европейской южной обсерватории, введенный в строй в 1989 г. Сейчас активная оптика применяется практически на всех крупных телескопах. Автоматическая коррекция производится в них с частотой несколько раз в секунду или еще реже. С помощью этих ухищрений удается свести искажения светового пучка внутри телескопа к минимуму и приблизить качество получаемого изображения к дифракционному пределу, конечно, при условии, что в телескоп попадает параллельный пучок лучей. Но на поверхности Земли этого не бывает никогда.
Прежде чем попасть в телескоп, световой пучок проходит через атмосферу -- воздушную "линзу", кривизна и показатель преломления которой меняются быстро и непредсказуемо. Особо сильные искажения вносятся в него в приземном слое, а также на высотах около 1 км и 10-15 км. Последняя величина отмечает границу тропосферы -- области земной атмосферы, в которой происходит конвекция.
Действие атмосферы хорошо видно на спеклограммах, которые получают, совмещая на одном кадре множество последовательных очень коротких (длительностью в сотые доли секунды) экспозиций одной и той же звезды. На спеклограмме хорошо видно, что изображение звезды, размазанное атмосферой по кружку диаметром иногда в несколько угловых секунд, на самом деле состоит из множества крохотных пятнышек-"спеклов" --подлинных изображений звезды, "пляшущих" по светоприемнику из-за дрожания воздуха. С помощью сложной компьютерной обработки несколько спеклов можно свести воедино, получив тем самым изображение звезды, близкое к дифракционному пределу телескопа. Этот метод с успехом применяется, например, на российском 6-метровом телескопе БТА. Однако вынужденная краткость экспозиций ограничивает его применение только очень яркими объектами.
Еще в 1953 г. американский астроном Гораций Бэбкок предложил использовать для борьбы с вредным влиянием атмосферной турбулентности тот же способ, что применяется и в активной оптике, а именно подстраивать оптическую схему телескопа под сиюминутную форму волнового фронта. Системы, компенсирующие размывающее действие атмосферы, как бы адаптируются к текущей форме волнового фронта, поэтому их называют адаптивной оптикой.
Идея адаптивной оптики принадлежит астроному, но в жизнь ее первыми воплотили военные. К сожалению, приборы и методы, разработанные в военных целях, в руки астрономов либо попадали с большим опозданием, либо не попадали вовсе. Поэтому до середины 80-х годов использовать адаптивную оптику в астрономических наблюдениях не пытался почти никто, а немногочисленные попытки, казалось, убеждали лишь в том, что игра не стоит свеч, с учетом технической сложности и высокой стоимости адаптивной оптики. Однако появление телескопов с многометровыми зеркалами возродило интерес к подобным системам. Немалую роль в этом сыграл и возросший интерес астрономов к инфракрасному диапазону, в котором многие проблемы адаптивной оптики оказываются существенно менее серьезными (об этом ниже).
Конечно, об изменении профиля главного зеркала в данном случае речь не идет. Массивные стеклянные махины обладают слишком большой инерцией, чтобы успевать реагировать на быстрые колебания атмосферы. Ведь контролировать качество изображения в этом случае нужно тысячи раз в секунду. Обычно адаптивная оптическая система состоит из небольшого вспомогательного деформируемого зеркала, направляющего собранный телескопом свет не только на приемник излучения, но и на датчик формы волнового фронта. Как правило, интересующие астрономов объекты очень слабы, и их света для анализа волнового фронта не хватает, поэтому рядом с объектом наблюдений в поле зрения должна быть еще и яркая опорная звезда, по которой и будут оцениваться атмосферные искажения.
Для анализа формы фронта используются, по сути, те же методы, что и для проверки качества зеркал. Чаще всего в качестве датчика используется двумерная решетка из небольших линз, каждая из которых строит собственное изображение опорной звезды. Из-за "неровностей" волнового фронта отдельные изображения по-разному смещаются относительно "идеального" положения. Детектор, на котором строятся изображения, передает управляющие сигналы на толкатели, установленные с обратной стороны адаптивного зеркала, а они оперативно изменяют его форму так, чтобы свести искажения к минимуму. Само зеркало может быть как сплошным гибким, так и сегментированным, состоящим из нескольких небольших зеркал, каждое из которых управляется независимо. В последнем случае промежутки между зеркалами ведут к дополнительным потерям света, поэтому сегментированные адаптивные зеркала применяются, в основном, при наблюдениях Солнца.
Число толкателей обычно подбирается, исходя из требований к системе. Теоретически, для полной коррекции изображения, создаваемого 8-метровым телескопом, необходимо установить на адаптивном зеркале 6500 толкателей при наблюдениях в видимой части спектра и всего 250 толкателей при наблюдениях в ИК-диапазоне. Однако на практике системы с большим количеством толкателей неэффективны: необходимость анализа изображения в нескольких тысячах точек делает требование яркости опорной звезды еще более жестким, что, конечно, существенно снижает наблюдательные возможности инструмента. Кроме того, дополнительные устройства повышают тепловое излучение телескопа, что сказывается на его чувствительности в инфракрасном диапазоне.
Обычно в современных научных телескопах системы адаптивной оптики ориентированы на полную коррекцию изображения (то есть, достижение дифракционного предела) только в инфракрасном диапазоне. В видимом диапазоне изображение при этом исправляется только частично. В военной астрономии ситуация лучше. Имеются сведения, что на некоторых телескопах Министерства обороны США с диаметрами зеркал порядка 1 м при наблюдениях спутников полная коррекция изображения достигнута и в видимом диапазоне.
От активной оптики адаптивные системы отличаются не только необходимостью гораздо более частой коррекции изображения. Выше уже говорилось еще об одной, более серьезной проблеме. Для работы адаптивной оптики качество изображения необходимо отслеживать в непосредственных окрестностях объекта наблюдений. Максимально допустимое удаление опорной звезды от объекта наблюдений называется изопланатическим углом и составляет в видимом участке спектра всего несколько угловых секунд. Излучение звезд на большем угловом расстоянии от объекта наблюдений проходит через другие турбулентные вихри и не несет никакой информации об искажениях в его изображении. Малость изопланатического угла в видимом диапазоне означает, что наблюдать с адаптивной оптикой можно лишь крохотные участки неба вблизи ярких звезд. В инфракрасном диапазоне ситуация упрощается. Во-первых, изопланатический угол возрастает до десятков угловых секунд, во-вторых, форма волнового фронта при большей длине волны изменяется медленнее, а значит, эти изменения легче учитывать. Тем не менее, даже при наблюдениях в ближней ИК-области, на длине волны порядка 2.2 микрона, вероятность найти подходящую опорную звезду (не слабее 12-13m) на угловом расстоянии меньше изопланатического угла от объекта наблюдений составляет всего 0.5-1%. Это означает, что наблюдать с помощью адаптивной оптики можно всего лишь сотую часть всего небосвода, точнее, окрестности ярких звезд, планет и сейфертовских галактик (т.е. галактик со звездоподобными ядрами).
Выход из этой, казалось бы, безвыходной ситуации нашли опять же военные. Там, где не хватает естественных звезд, обнаружили они, можно с помощью лазера зажигать искусственные. Суть этого метода в облучении лазером 10-километрового слоя атомов натрия, который расположен на высоте около 90 км над поверхностью Земли и образуется, вероятно, при распаде микрометеоров. Если подобрать частоту лазера так, чтобы она совпадала с частотой натриевого дублета -- пары ярких линий в желтой области спектра, -- то под воздействием излучения лазера атомы натрия на 90-километровой высоте будут переходить в возбужденное состояние и сами начнут светиться. Такую "лазерную опорную звезду" можно зажечь в любой точке неба, избавившись таким образом от главного ограничения адаптивной оптики. Беда лишь в том, что яркость лазерной звезды зависит от размеров облака возбужденных атомов натрия. Угловые размеры яркой лазерной звезды могут превысить изопланатический угол, и тогда в ней не будет никакого смысла.
Почти все современные системы работают пока с естественными опорными звездами, хотя эксперименты с лазерными стандартами идут полным ходом. На постоянной основе лазерные опорные звезды применяются пока лишь на обсерватории Калар-Альто. У военных дела и здесь обстоят лучше, правда, с небольшими телескопами. Системы адаптивной оптики видимого диапазона с лазерными стандартами успешно работают на 60-сантиметровом телескопе оптической станции Мауи (Гавайские о-ва) и на 1.5-метровом телескопе оптического полигона Старфайр ВВС США. На обоих телескопах достигнуто разрешение до 0.15 угловой секунды. К чести военных можно сказать, что некоторые из этих телескопов время от времени используются и для астрономических наблюдений. Точность определения формы волнового фронта с помощью этого метода можно повысить, разместив вокруг объекта наблюдений несколько лазерных опорных звезд, однако подобные системы находятся пока на стадии разработки.
Научных результатов с помощью адаптивной оптики получено пока немного, но они впечатляют, доказывая, что для наземного телескопа разрешение в сотые доли угловой секунды вполне достижимо. Тем не менее, несмотря на 50-летнюю историю, полномасштабная реализация адаптивной оптики остается сложнейшей теоретической, вычислительной и технической проблемой. Чтобы решить ее, необходимы чувствительные детекторы, позволяющие использовать более слабые опорные звезды, надежные и компактные лазеры, компьютеры с высочайшим быстродействием, зеркала с тысячами толкателей. Однако развитие этой методики, бесспорно, будет продолжаться. К современным телескопам системы адаптивной оптики "пристраивают" уже после ввода инструмента в эксплуатацию как дополнительное оборудование. В телескопах будущего адаптивная оптика станет неотъемлемым конструктивным элементом, например, за счет объединения вторичного и адаптивного зеркал. Во-первых, несмотря на все сложности адаптивная оптика все-таки дешевле вывода телескопа на околоземную орбиту. Кроме того, наземные телескопы всегда будут обгонять космические инструменты по диаметру объектива. Адаптивная оптика в течение многих десятилетий (столетий?) останется единственным способом добиться высокого разрешения при большом диаметре зеркала. Во-вторых, в развитии этой методики очень заинтересованы военные. Наконец, в-третьих, в последнее время адаптивная оптика находит все большее применение не только в астрономии или военном деле, но и в более обыденных областях, например, в офтальмологии.