Мировое господство лазерных технологий

Размещено на http://www.allbest.ru/

Мировое господство лазерных технологий

Чтобы лучше понять опасность, которую представляют собой лазерные комплексы систем ПРО, имеет смысл остановиться подробнее на их возможностях. Было бы заблуждением ожидать, что применение подобных систем ограничится перехватом МБР во время глобального конфликта. Создаваемые средства ПРО прекрасно вписываются в политику Вашингтона, допускающую силовое вмешательство США в любом регионе мира.

При этом лазерные комплексы, оснащенные уникальными оптическими и оптико-электронными средствами, способны решать и другие задачи: получение разведывательной информации путем наблюдения из космоса зоны ведения боевых действий, поражение спутников противника и т.д. Использование лазерных комплексов позволит сразу и без потерь обеспечить господство в воздухе своим ВВС. Большое значение придается защите войск и близлежащих территорий от тактических баллистических ракет.

В последнее время руководство Пентагона обращает внимание на стратегическую роль своей космической группировки, обеспечивающей разведку, наблюдение, навигацию и связь. Неоднократно поднимался вопрос о необходимости гарантированной защиты американских спутников, поэтому можно ожидать, что эта задача для лазеров в космосе будет такой же приоритетной, как и ПРО.

При обсуждении задач системы НПРО США неоднократно упоминалась функция пресечения пусков баллистических ракет со стороны государств-изгоев. Как в наше время можно попасть в черный список американского Государственного департамента, все уже понимают. К тому же у Вашингтона может появиться соблазн ограничить деятельность разного рода конкурентов, учитывая, что использование космоса, как телекоммуникационной среды, сулит поистине астрономические прибыли. Появление комплексов ABL и SBL в распоряжении только одной страны будет провоцировать излишнюю напряженность в решении любых спорных вопросов по космосу, поскольку исключает в принципе равноправие участников освоения околоземного пространства. Странам, отнесенным США к числу государств-изгоев, придется отказаться от самостоятельной космической деятельности. Впрочем, и не только им.

Давным-давно жили-были на Земле странные и энергичные люди. Они поклонялись Солнцу и любили строить гигантские сооружения из огромных каменных блоков, подогнанных друг к другу с точностью до миллиметра. Их мегалитическая цивилизация опоясала весь мир. Они оставили следы своей загадочной кипучей деятельности от Цейлона до Египта и от Сахары до Англии, затем объявились со всей своей культурой в Америке, а оттуда ушли в Тихий океан на остров Пасхи и Полинезийский архипелаг. Вероятно, они первыми из вида Homo sapiens достаточно глубоко осознали, что для того, чтобы возвыситься над извечной животной борьбой за жратву и размножение, следует созидать и познавать. Например, строить астрономические обсерватории и изучать движение планет и звезд. Знаменитый Стоунхендж в Англии и подобные ему развалины во многих других местах Европы были когда-то обсерваториями солнцепоклонников. А недавно в песках Южной Сахары нашли еще одну. Она старше Стоунхенджа на тысячелетие. Ей 7000 лет. лазерный космический пентагон телескоп

В начале XXI века астрономы смотрят в небо всё с той же целью: помочь человечеству сохранить человеческое лицо. Там, в глубинах Космоса, природа ставит физические эксперименты с таким размахом, какой и не снился физикам в их земных лабораториях. Людям остается только с завистью подглядывать и использовать результаты астрономических наблюдений для проверки самых продвинутых физических теорий. Тех теорий, которые завтра станут технологиями, а послезавтра - нашей повседневной жизнью. Чтобы это "послезавтра" оказалось лучше наших ожиданий, сегодня во Вселенную всматриваются сотни телескопов: оптических, инфракрасных, радио, ультрафиолетовых, рентгеновских, гамма, наземных, орбитальных и даже подземных - нейтринных.

Никто так не ощущает связь пространства и времени, как астрономы. Наблюдая в свои телескопы свет, приходящий на Землю от удаленных галактик, астрономы видят их такими, какими они были миллиарды лет назад. Чем дальше мы проникаем в пространство Вселенной, тем сильнее приближаемся к моменту ее возникновения - Большому Взрыву. Другими словами, углубляясь все дальше в пространство, наблюдатели встречаются со все более молодыми объектами - мы как бы видим прошлое нашего мира, ранние стадии развития Вселенной. Сегодня астрономам удается разглядеть галактики и квазары, находящиеся в десятках миллиардов световых лет от Земли. Для этого построены чрезвычайно сложные телескопы с точнейшими системами управления.

Астрономические телескопы подразделяются по типу оптических систем на три больших класса: линзовые (рефракторы), зеркальные (рефлекторы) и зеркально-линзовые. Все крупные телескопы, как правило, зеркальные, поскольку они полностью свободны от присущей линзовым системам хроматической аберрации - искажения изображения из-за неодинакового преломления в линзе лучей с различными длинами волн. Кроме того, диаметр объектива рефрактора может быть только около метра. При больших размерах в линзе под действием собственного веса возникают деформации, искажающие изображение.

Оптические системы зеркальных телескопов состоят обычно из двух зеркал: главного и вспомогательного. Главное зеркало - вогнутое, большого диаметра (или, как говорят специалисты, с большой апертурой), а вспомогательное гораздо меньшего размера. Поверхности зеркал могут иметь различную форму (сферическую, параболическую или гиперболическую). Главное зеркало отражает весь собранный свет на небольшое вспомогательное зеркало (или систему зеркал), которое направляет его к наблюдателю или на фотоприемник и строит изображение наблюдаемого объекта.

В последние годы углубление наших познаний о строении Вселенной в значительной степени связано с космическим телескопом им. Хабла, диаметр зеркала которого - всего 2,4 метра - по нынешним временам совершенно не впечатляет.

Чем больше размер главного зеркала телескопа, тем больше света оно соберет, тем более слабые объекты становятся доступными наблюдению. Однако создание высококачественных зеркал диаметром более полутора метров - сложная техническая задача, требующая весьма совершенных технологий в области оптики и точного приборостроения, и прогресс на этом пути связан с преодолением многих трудностей. Не вдаваясь здесь в детали, отметим, что до 1975 года наиболее крупным телескопом в мире был американский телескоп имени Хейла с зеркалом диаметром пять метров, установленный на горе Паломар. В 1975 году этот рекорд был побит - на Северном Кавказе, близ станицы Зеленчукской, закончилось строительство крупнейшего в мире телескопа с зеркалом диаметром шесть метров.

Причины этого как будто очевидны. Теоретически, увеличение диаметра объектива даёт 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. чёткость создаваемого им изображения. Согласно теории, минимальное угловое расстояние в секундах дуги между двумя точками, при котором они ещё не сливаются, равно 14/D, где D - диаметр объектива, выраженный в сантиметрах. Эта теоретическая разрешающая сила называется дифракционным пределом. Турбулентность земной атмосферы размывает изображения звёзд даже в местах с лучшим астроклиматом: например, при максимально чистом и спокойном воздухе на 8-ми метровом телескопе VLT в Чили было достигнуто разрешение 0,2, соответствующее теоретическому разрешению 70-сантиметрового инструмента. Конечно, никакая турбулентность не отнимет у большого зеркала его площади, а значит, и собираемого света, но важнейшая составляющая часть успеха отсутствует. Причиной колебаний изображения являются также внутренние причины - различные механические, тепловые и оптические эффекты. 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, введённый в строй в 1989 году. Сейчас активная оптика применяется практически на всех крупных телескопах.

Однако сейчас наступает новый этап в создании наземных телескопов, которые можно с полным основанием назвать приборами XXI века. Во-первых, они очень "большие" - диаметр их главного зеркала 8-10 метров. Во-вторых, они построены с использованием новых принципов. Их зеркала подстраиваются под изменения, происходящие в атмосфере, так что расфокусировка изображения, вызванная перепадами плотности воздуха, его потоками и ветром, сводится к минимуму. Такая оптика, "умеющая" приспосабливаться к быстро меняющимся условиям, называется адаптивной. Для повышения разрешающей способности телескопов применяются также методы оптической интерферометрии с большой базой.

С помощью адаптивной оптики также удаётся 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. Действие атмосферы хорошо видно на спеклограммах, которые получают, совмещая на одном кадре множество последовательных очень коротких экспозиций одной и той же звезды. С помощью сложной компьютерной обработки несколько спеклов можно свести воедино, получив тем самым изображение звезды, близкое к дифракционному пределу телескопа. Этот метод применяется на российском 6-метровом телескопе БТА. Однако вынужденная краткость экспозиций ограничивает его применение только очень яркими объектами.

Ещё в 1953 году американский астроном Гораций Бэбкок предложил использовать для борьбы с вредным влиянием атмосферной турбулентности тот же способ, что применяются 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 её первыми воплотили военные. Однако появление телескопов с многометровыми зеркалами возродило интерес астрономов к подобным системам. Немалую роль в этом сыграл и возросший интерес к инфракрасному диапазону, в котором многие проблемы адаптивной оптики оказываются существенно менее серьёзными. Обычно адаптивная оптическая система состоит из небольшого вспомогательного деформируемого зеркала, направляющего собранный телескопом свет не только на приёмник 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 ещё и яркая опорная звезда, по которой и будут оцениваться атмосферные искажения. Для анализа формы фронта используются те же методы, что и для проверки качества зеркал. Чаще всего в качестве датчика используется двумерная решётка из небольших линз, каждая из которых строит собственное изображение опорной звёзды. Из - за "неровностей" волнового фронта отдельные изображения по - разному смещаются относительно "идеального" положения. Детектор, на котором строятся изображения, передаёт управляющие сигналы на толкатели, установленные с обратной стороны адаптивного зеркала, а они оперативно изменяют его форму так, чтобы свести эти искажения к минимуму. Само зеркало может быть как сплошным гибким, так 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 наблюдении Солнца. 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. От активной оптики адаптивные системы отличаются не только необходимостью гораздо более частой коррекции изображения. Для работы адаптивной оптики качество изображения необходимо отслеживать в непосредственных окрестностях объекта наблюдений. Максимально допустимое удаление опорной звезды от объекта наблюдений называется изопланатическим углом. Малость изопланатического угла в видимом диапазоне означает, что наблюдать с адаптивной оптикой можно лишь крохотные участки неба вблизи ярких звёзд. В инфракрасном диапазоне изопланатический угол возрастает до десятков угловых секунд и форма волнового фронта при большей длины волны изменяется медленнее, а значит, эти изменения легче учитывать. Наблюдать с помощью адаптивной оптики можно всего лишь сотую часть всего небосвода, точнее, окрестности ярких звёзд, планет и сейфертовских галактик (т. е. галактик со звёздоподобными ядрами).

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. 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 звёзд, однако подобные системы находятся пока на стадии разработки.

К новому поколению телескопов относятся 10-метровые телескопы Кек I и Кек II (США), 10-метровый телескоп Хобби-Эберли и 8-метровые телескопы Джемини, Субару, телескоп VLT (Very Large Telescope - очень большой телескоп) Европейской южной обсерватории, а также находящийся в стадии постройки Большой бинокулярный телескоп LBT (Large Binocular Telescope) в Аризоне (США).

Очень важно то обстоятельство, что во всех этих телескопах главное зеркало образовано отдельными зеркалами (субапертурами), число которых различно в разных телескопах. Так, в телескопе Субару смонтировано 261 зеркало, в VLT-150 осевых и 64 боковых зеркала, в Джемини - 128 зеркал. В Большом бинокулярном телескопе LBT имеются два главных зеркала, состоящие также из многих элементов. Диаметр главных зеркал всех этих телескопов лежит в диапазоне от 8,1 до 8,4 метра.

Для чего главное зеркало составляют из множества отдельных зеркал? На первый взгляд может показаться, что делают так лишь для того, чтобы избежать трудностей изготовления сплошного цельного зеркала большого диаметра. Это тоже играет роль, но главная причина в другом. Дело в том, что отдельные небольшие зеркала делают управляемыми, реализуя тем самым принцип адаптивной оптики. Этот принцип состоит в следующем.

От телескопа требуется получить как можно более ясное изображение удаленной звезды, которое должно выглядеть одной точкой. (Большие объекты вроде галактик могут рассматриваться как множество точек.) Свет от далекой звезды распространяется в виде сферической волны, проходящей огромное расстояние в космическом пространстве. Практически фронт волны, достигшей Земли, можно считать плоским из-за гигантского радиуса сферы - расстояния до звезды. Но прежде чем попасть в телескоп, волна проходит через земную атмосферу, и турбулентность воздуха (случайные изменения плотности из-за вариаций температуры и других параметров под действием ветровых потоков) нарушает плоскую форму фронта. Изображение искажается. Адаптивная оптика призвана скомпенсировать отклонения и восстановить изначальную (плоскую) форму волнового фронта.

Идея такой коррекции состоит в том, чтобы до того, как свет соберется в фокусе телескопа, намеренно внести в приходящий волновой фронт такие же искажения, как и обусловленные турбулентностью, но с обратным знаком. Наиболее естественный путь для этого - разделить главное зеркало на отдельные зоны и измерить наклон волнового фронта в каждой. После обработки быстродействующими электронными схемами эта информация используется для управления корректорами, изгибающими отдельные зоны зеркала так, что часть волны, которая приходит позже, проходит более короткий путь до фокуса. Для этого на зеркало с обратной стороны наклеиваются пьезоэлектрические толкатели. Нетрудно понять, что именно разбивать на зоны проще на отдельных зеркалах. Процесс измерения геометрии волнового фронта и регулировки кривизны поверхности зеркала занимает несколько сотых долей секунды. Когда адаптивная оптика работает должным образом, все части волнового фронта приходят в точку фокуса одновременно, давая предельно четкое изображение.

При использовании адаптивной оптики в телескопах возникают две фундаментальные проблемы. Первая из них состоит в том, что для измерения искажений волнового фронта требуется достаточно большое количество света. Поэтому эффективная компенсация влияния атмосферной турбулентности при наблюдении слабых объектов (а именно они больше всего интересуют астрономов) возможна только тогда, когда достаточно близко от объекта находится яркая звезда. Подсчитано, что для уверенной работы адаптивной системы в видимой области спектра при средних условиях яркость этой опорной звезды должна быть такой, чтобы в каждую зону апертуры телескопа размером 10.10 см попадали бы по крайней мере 10 тысяч фотонов в секунду. Чтобы удовлетворить этому требованию, опорная звезда должна быть как минимум 10 величины по яркости. В среднем только три такие звезды обнаруживаются в каждом квадрате неба размером в один градус.

Это ограничение было бы приемлемым, если бы не было второй фундаментальной проблемы: адаптивная компенсация эффективна лишь в пределах крайне небольшой области неба, ограниченной так называемым изопланатическим углом (углом равных плоскостей), который в видимом диапазоне длин волн обычно менее 5 секунд дуги. На больших площадях изменение турбулентности слишком отличается от значения, измеренного датчиком волнового фронта, чтобы получить хорошее изображение. Таким образом, только в центре обеспечивается хорошая коррекция, а на краях поля зрения качество изображения снижается, причем довольно сильно по мере удаления от центральной зоны. По этой причине большинство участков неба непригодно для применения адаптивной оптики с естественными опорными звездами.

Имеются два пути преодоления этих ограничений. Первый - работать на более длинных (инфракрасных) волнах, для которых эффекты турбулентности проявляются гораздо слабее. Зона коррекции при этом увеличивается. Кроме того, искажения волнового фронта на больших протяженностях происходят медленнее, появляется больше времени для "сбора" света, и можно использовать в качестве опорных менее яркие звезды. Далее, изопланатический угол с увеличением длины волны становится больше. Следовательно, возрастает площадь, на которой можно достичь эффективной компенсации. В итоге появляется возможность использовать , видимые опорные звезды для выполнения инфракрасных наблюдений на гораздо больших участках неба, чем при наблюдениях в видимой области спектра.

Второй путь состоит в применении лазеров для создания искусственных опорных звезд - лазерных маяков. Интересно, что этот подход был случайно найден исследователями Линкольновской лаборатории Массачусетского технологического института и Лаборатории Филлипс ВВС США при работе по программе СОИ - Стратегической оборонной инициативы (известной у нас как программа "звездных войн"). В 1980-х годах они изучали вопросы создания лазерного оружия, способного поражать цели, летящие в верхних слоях атмосферы и выше. Так как лазерный пучок подвергается тем же атмосферным искажениям, что и свет звезды, решено было применить принципы адаптивной оптики. В 1982 году исследователи начали использовать компенсирующую систему с 69 корректорами для устранения искажений лазерного пучка, направляемого с Земли в космос. В одном из экспериментов космический корабль Дискавери (Шаттл) был оборудован рефлектором для отражения лазерного пучка обратно к Земле, где его использовали для измерения атмосферных искажений. В последующих испытаниях рефлекторы ставились на ракетах, поднявшихся на высоту 600 километров. Вводя информацию о состоянии атмосферы в систему управления гибким зеркалом, исследователи смогли пропустить второй пучок через атмосферу без искажений и сфокусировать его на корпусе ракеты.

Найденный для военных целей принцип модифицировали для применения в астрономии, а лазеры стали использовать для создания искусственных опорных звезд в верхней атмосфере. Чтобы расширить область небесной сферы, в пределах которой можно было бы компенсировать атмосферные искажения, ученые обсерватории Джемини предлагают так называемую мультисопряженную адаптивную оптику (МСАО - Multiconjugate Adaptive Optics), предусматривающую использование многих датчиков волнового фронта для компенсации влияния турбулентности в широком веере направлений. Планируется использовать пять относительно ярких лазерных опорных звезд, образующих Х-образную конфигурацию. Расстояние от центральной звезды до остальных лежит в диапазоне от 1/2 до 3/4 угловой минуты. Эти искусственные звезды предполагается создать следующим образом. Лазеры на ксеноне мощностью порядка 10 Вт "нацеливаются" на слой паров натрия, выброшенный с борта ракеты на высоте около 90 километров. Лазерный свет с длиной волны

589 нм вызывает флуоресценцию атомов натрия - возникает "лазерная звезда". Поскольку лазерный маяк находится гораздо ближе к телескопу, чем естественная звезда, он испускает конический (а не цилиндрический) пучок, проходящий только через часть турбулентного слоя. Этот недостаток особенно проявляется в случае большой апертуры телескопа. Для его устранения необходимо, чтобы система МСАО имела несколько маяков. Пятна от лазерных звезд, накладываясь друг на друга с некоторым смещением, полностью заполняют турбулентный объем, как и при использовании естественной опорной звезды.

Уместно сказать несколько слов о следующем. Давно известна радикальная возможность полностью избавиться от влияния атмосферы: вынести телескоп в космос. Такие космические телескопы существуют; из них наиболее известен созданный в США Большой космический телескоп Хаббл с диаметром главного зеркала 2,4 метра. В нашей стране также были разработаны (но не реализованы) несколько проектов космических телескопов: "Ломоносов", АИСТ (Астрометрический искусственный спутник-телескоп) и другие. Может возникнуть вопрос: зачем астрономы продолжают строить большие наземные телескопы, когда можно полностью снять проблему влияния атмосферы, используя космические? Ответ прост: космические телескопы требуют огромных денежных затрат на сооружение и эксплуатацию, значительно превышающую стоимость наземных телескопов, даже оснащенных системами адаптивной оптики. Космический телескоп Хаббл дает высокое качество изображения, но не может обнаружить слабые объекты, доступные большим наземным телескопам нового поколения: для этого его апертура слишком мала. А применение адаптивной оптики позволит наземным телескопам сравняться по качеству изображения с Хабблом.

Особенно перспективно использование в телескопах нового поколения метода интерферометрии с большой базой. Этим методом можно измерять угловые диаметры астрономических объектов. Звездный интерферометр представляет собой два укрепленных на общей раме зеркала, причем расстояние между ними (длину базы) можно изменять. Свет от звезды, попадающий на оба зеркала, делится на два пучка, которые при помощи вспомогательных зеркал и линзы сводятся вместе и образуют интерференционную картину в виде чередующихся темных и светлых полос. Существенно, что интерференционная картина возникает только тогда, когда разность хода пучков близка к нулю (для белого света - не более 2-3 мкм). Ориентировка базы перпендикулярно направлению на звезду обычно обеспечивает необходимое уравнивание оптических путей пучков. Работа звездного интерферометра основана на зависимости контраста (резкости, четкости) интерференционных полос от длины базы. Изменяя длину базы до получения минимального контраста (картина полностью размывается, полосы неразличимы), можно определить угловой диаметр звезды.

Чем длиннее база D, тем меньший угловой диаметр q можно измерить, то есть разрешающая способность интерферометра определяется отношением 1/D, где 1 -длина волны света. В первом звездном интерферометре Майкельсона максимальная величина базы составляла 6 метров. Чтобы повышать разрешение дальше, необходимо было увеличивать базу. Так возникла идея складывать пучки, собранные отдельными телескопами.

Свет от звезды приходит на оба телескопа и через оптическую систему, включающую в себя кроме главного и вспомогательного несколько плоских зеркал (так называемая система кудэ, от французского coude - ломаный), направляется в общее приемное устройство, расположенное в центральной лаборатории. При этом в одном из телескопов свет проходит через оптическую линию задержки, длина которой регулируется таким образом, чтобы разность хода приходящих на телескопы световых пучков была равна нулю. При нулевой разности хода на приемном устройстве возникает интерференционная картина. Далее измерительная процедура аналогична используемой в звездном интерферометре Майкельсона.

Такой принцип применен в упоминавшемся выше телескопе VLT. Этот телескоп не имеет аналогов. Он состоит из четырех отдельных 8-метровых телескопов; сооружение последнего, четвертого телескопа планируется завершить в следующем году. Эти телескопы могут либо использоваться независимо, либо работать единой группой, объединяясь с тремя подвижными вспомогательными 1,8-метровыми телескопами, образуя уникальный оптический VLT-интерферометр (VLTI).

Поле зрения каждого из телескопов в интерферометре VLTI составляет 2 угловые секунды. Используя различные длины и ориентации базовых линий (расстояний между телескопами), можно добиться углового разрешения, которое получалось бы от одного телескопа с диаметром объектива, равным наибольшей длине базы, - 130 метров для четырех 8-метровых телескопов и 200 метров для трех 1,8-метровых вспомогательных телескопов.

Конечно, существует еще много проблем, возникающих перед создателями уникальных больших телескопов нового поколения. Например, необходимо свести к минимуму тепловые деформации внутри куполов. Для этого температура в них должна быть такой же, как снаружи. Это достигается различными способами. При вращении телескопа перед ним образуется турбулентный слой воздуха, и этот эффект тоже стремятся минимизировать. Телескопы Субару и VLT имеют вращающийся купол, не допускающий независимое вращение телескопа внутри купола. Обсерватории Кек и Джемини более традиционные они используют сферический купол, в котором телескоп может независимо вращаться. В результате изучения динамики движения воздушных потоков, возникающих при вращении телескопа, обсерватория Субару остановилась на цилиндрической форме купола. В обсерватории Джемини применяются большие боковые окна для естественной вентиляции.

Меры, предпринимаемые для изоляции от теплового излучения посторонних источников, дают возможность вести наблюдения не только в видимой, но и в ближней и средней инфракрасной областях спектра. Интерес к этому диапазону продиктован тем, что в нем наблюдаются большие величины красного смещения (сдвига спектральных линий в сторону более длинных волн, свидетельствующего о разбегании галактик: чем больше смещение, тем более удалена галактика), меньше искажения, вносимые атмосферой. Инфракрасное излучение проникает сквозь газовые и пылевые облака в галактиках и туманностях лучше, чем видимый свет, и поэтому построенные в последние годы многоэлементные "оптические антенны" предназначены для работы в длинноволновом диапазоне.

Следует также учитывать, что адаптивная оптика, один из главных элементов интерферометрических систем, гораздо лучше работает в инфракрасной области спектра.

Наземные телескопы, при всех их усовершенствованиях, никогда не смогут достичь разрешающей способности, возможной для космических телескопов, не подверженных влиянию атмосферы. И хотя выше уже упоминалось о баснословно высокой стоимости проектов с вынесением телескопов в космос, некоторые астрономы тем не менее полагают, что следующим поколением астрономических приборов будут большие космические телескопы с апертурой 8 метров. Неизвестно, когда это произойдет и произойдет ли вообще. Во всяком случае, следует согласиться с мнением, что космические и наземные телескопы должны скорее дополнять друг друга, нежели конкурировать. Космические телескопы могут выполнять наблюдения в диапазонах длин волн, недоступных для наземных телескопов из-за сильного поглощения в атмосфере, например в ультрафиолетовой или рентгеновской областях спектра. Наземные же телескопы с большими апертурами и базами подходят для наблюдений в области длинных волн, для которых турбулентные эффекты легче компенсировать.

И есть все основания присоединиться к словам Фредерика Су, опубликовавшего недавно в ежемесячнике "ОЕ Reports" статью о современных наземных телескопах: "Эти новые телескопы с их новой технологией возвещают наступление золотого века в астрономии. Они дадут возможность получить ясные картины меняющейся Вселенной и, проникая в нее более глубоко, возможно, поставят новые вопросы перед теоретиками".

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 на 50 -летнюю историю, полномасштабная реализация адаптивной оптики остаётся сложнейшей теоретической, вычислительной и технической проблемой. 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 счёт объединения вторичного и адаптивного зеркал. Тому есть две причины. Во-первых, несмотря на все сложности адаптивная оптика всё-таки дешевле вывода телескопа на околоземную орбиту. Кроме того, наземные телескопы всегда будут обгонять космические инструменту по диаметру объектива. Адаптивная оптика в течение многих десятилетий 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 всё большее применение не только в астрономии, но и в более обыденных областях, например, в офтальмологии.

Размещено на Allbest.ru