Застосування адаптивної оптики в астрономії

Размещено на http://www.allbest.ru/

Застосування адаптивної оптики в астрономії

телескоп астрономічний інтерферометрія аберація

У глибинах Космосу, природа ставить фізичні експерименти з таким розмахом, який і не снився фізикам в їх земних лабораторіях. Людям залишається тільки із заздрістю підглядати і використовувати результати астрономічних спостережень для перевірки самих просунутих фізичних теорій. Тих теорій, які завтра стануть технологіями, а післязавтра - нашим повсякденним життям. Щоб це "післязавтра" виявилося кращим за наші очікування, сьогодні у Всесвіт вдивляються сотні телескопів: оптичних, інфрачервоних, радіо, ультрафіолетових, рентгенівських, гамма, наземних, орбітальних і навіть підземних - нейтрино.

Ніхто так не відчуває зв'язок простору і часу, як астрономи. Спостерігаючи в свої телескопи світло, що приходить на Землю від видалених галактик, астрономи бачать їх такими, якими вони були мільярди років тому. Чим далі ми проникаємо в простір Всесвіту, тим сильніше наближаємося до моменту її виникнення - Великому Вибуху. Іншими словами, заглиблюючись все далі в простір, спостерігачі зустрічаються зі все більш молодими об'єктами - ми як би бачимо минуле нашого світу, ранні стадії розвитку Всесвіту. Сьогодні астрономам вдається розгледіти галактики і квазари, що знаходяться в десятках мільярдів світлових років від Землі. Для цього побудовані надзвичайно складні телескопи з точними системами управління.

Астрономічні телескопи підрозділяються по типу оптичних систем на три великі класи: лінзові (рефрактори), дзеркальні (рефлектори) і дзеркально-лінзові. Всі крупні телескопи, як правило, дзеркальні, оскільки вони повністю вільні від властивої лінзовим системам хроматичної аберації - спотворення зображення із-за неоднакового заломлення в лінзі променів з різними довжинами хвиль. Крім того, діаметр об'єктиву рефрактора може бути тільки близько метра. При великих розмірах в лінзі під дією власної ваги виникають деформації, що спотворюють зображення.

Оптичні системи дзеркальних телескопів складаються звичайно з двох дзеркал: головного і допоміжного. Головне дзеркало - увігнуте, великого діаметру (або, як говорять фахівці, з великою апертурою), а допоміжне набагато меншого розміру. Поверхні дзеркал можуть мати різну форму (сферичну, параболічну або гіперболічну). Головне дзеркало відображає все зібране світло на невелике допоміжне дзеркало (або систему дзеркал), яке направляє його до спостерігача або на фотоприймач і будує зображення спостережуваного об'єкту.

Чим більший розмір головного дзеркала телескопа, тим більше світла воно збере, тим більше слабкі об'єкти стають доступними спостереженню. Проте створення високоякісних дзеркал діаметром більше півтора метрів - складне технічне завдання, що вимагає дуже довершених технологій у області оптики і точного приладобудування, і прогрес на цьому шляху пов'язаний з подоланням багатьох труднощів. Не вдаючись тут в деталі, відзначимо, що до 1975 року найбільш крупним телескопом в світі був американський телескоп імені Хейла з дзеркалом діаметром п'ять метрів, встановлений на горі Паломар. У 1975 році цей рекорд був побитий - на Північному Кавказі, поблизу станиці Зеленчукськой, закінчилося будівництво найбільшого в світі телескопа з дзеркалом діаметром шість метрів.

Причини цього неначе очевидні. Теоретично, збільшення діаметру об'єктиву дає спостерігачу дві переваги.

По-перше, велика площа дозволяє збирати більше світла, а значить, спостерігати слабкіші об'єкти.

По-друге, із збільшенням діаметру зростає вирішуюча сила телескопа, тобто чіткість створюваного їм зображення. Згідно теорії, мінімальна кутова відстань в секундах дуги між двома точками, при якому вони ще не зливаються, рівне 14/D, де D - діаметр об'єктиву, виражений в сантиметрах. Ця теоретична вирішуюча сила називається дифракційною межею. Турбулентність земної атмосфери розмиває зображення зірок навіть в місцях з кращим астрокліматом: наприклад, при максимально чистому і спокійному повітрі на 8-ми метровому телескопі в Чилі був досягнутий дозвіл 0,2, відповідне теоретичній роздільності 70-сантиметрового інструменту. Звичайно, жодна турбулентність не відніме у великого дзеркала його площі, а значить, і збираного світла, але що найважливіша становить частину успіху відсутній. Причиною коливань зображення є також внутрішні причини - різні механічні, теплові і оптичні ефекти. Для боротьби з цими спотвореннями використовується активна оптика: якість зображення контролюється спеціальними сенсорами, які періодично подають команду на зміну форми одного з оптичних елементів телескопа (як правило, головного дзеркала), щоб завжди одержувати у фокусі пучок променів, що сходиться. Першим телескопом з активною оптикою став 3,5-метровий Телескоп нової технології (МТТ) Європейської південної обсерваторії, введений в дію в 1989 році. Зараз активна оптика застосовується практично на всіх крупних телескопах.

Проте зараз наступає новий етап в створенні наземних телескопів, які можна з повною підставою назвати приладами XXI століття. По-перше, вони дуже "великі" - діаметр їх головного дзеркала 8-10 метрів. По-друге, вони побудовані з використанням нових принципів. Їх дзеркала підстроюються під зміни, що відбуваються в атмосфері, так що розфокусування зображення, викликане перепадами щільності повітря, його потоками і вітром, зводиться до мінімуму.

Для підвищення роздільної здатності телескопів застосовуються також з великою базою.

За допомогою адаптивної оптики також вдається звести спотворення світлового пучка усередині телескопа до мінімуму і наблизити якість одержуваного зображення до дифракційної межі, звичайно, за умови, що в телескоп потрапляє паралельний пучок променів. Дія атмосфери добре видно на спеклограммах, які одержують, суміщаючи на одному кадрі безліч послідовних дуже коротких експозицій однієї і тієї ж зірки. За допомогою складної комп'ютерної обробки декілька спеклов можна звести воєдино, одержавши тим самим зображення зірки, близьке до дифракційної межі телескопа. Цей метод застосовується на російському 6-метровому телескопі БТА. Проте вимушена стислість експозицій обмежує його застосування ліше дуже яскравими об'єктами.

Ще в 1953 році американський астроном Горацій Бебкок запропонував використовувати для боротьби з шкідливим впливом атмосферної турбулентності той же спосіб, що застосовуються і в активній оптиці, а саме: підстроювати оптичну схему телескопа під сьогохвилинну форму хвилевого фронту. Системи, компенсуючи що розмиває дію атмосфери, як би адаптуються до поточної форми хвилевого фронту, тому їх називають адаптивною оптикою. Ідея адаптивної оптики належить астроному, але в життя її першими утілили військові. Проте поява телескопів з багатометровими дзеркалами відродила інтерес астрономів до подібних систем. Чималу роль в цьому зіграв і збільшений інтерес до інфрачервоного діапазону, в якому багато проблем адаптивної оптики опиняються істотно менш серйозними. Звичайно адаптивна оптична система складається з невеликого допоміжного дзеркала, що деформується, направляє зібране телескопом світло не тільки на приймач випромінювання, але і на датчик форми хвилевого фронту. Як правило, об'єкти, що цікавлять астрономів, дуже слабкі, і їх світла для аналізу хвилевого фронту не вистачає, тому поряд з об'єктом спостережень в полі зору повинна бути ще і яскрава опорна зірка, по якій і оцінюватимуться атмосферні спотворення. Для аналізу форми фронту використовуються ті ж методи, що і для перевірки якості дзеркал. Найчастіше як датчик використовуються двовимірні грати з невеликих лінз, кожна з яких будує власне зображення опорної зірки. З - за "нерівностей" хвилевого фронту окремі зображення по - різному зміщуються щодо "ідеального" положення. Детектор, на якому будуються зображення, передає сигнали, що управляють, на штовхачі, встановлені із зворотної сторони адаптивного дзеркала, а вони оперативно змінюють його форму так, щоб звести ці спотворення до мінімуму. Саме дзеркало може бути як суцільним гнучким, таким сегментованим, таким, що складається з декількох невеликих дзеркал, кожне з яких управляється незалежно. У останньому випадку проміжки між дзеркалами ведуть до додаткових втрат світла, тому сегментовані адаптивні дзеркала застосовуються, в основному, при спостереженні Сонця. Звичайно в сучасних наукових телескопах системи адаптивної оптики орієнтовані на повну корекцію зображення (тобто, досягнення дифракційної межі) тільки в інфрачервоному діапазоні. У видимому діапазоні зображення при цьому виправляється тільки частково. Від активної оптики адаптивні системи відрізняються не тільки необхідністю набагато частішої корекції зображення. Для роботи адаптивної оптики якість зображення необхідно відстежувати в безпосередніх околицях об'єкту спостережень. Максимально допустиме видалення опорної зірки від об'єкту спостережень називається изопланатичним кутом. Невеликі изопланатични кути у видимому діапазоні означають, що спостерігати з адаптивною оптикою можна лише крихітні ділянки неба поблизу яскравих зірок. У інфрачервоному діапазоні изопланатичний кут зростає до десятків кутових секунд і форма хвилевого фронту при більшої довжини хвилі змінюється повільніше, а значить, ці зміни легше враховувати. Спостерігати за допомогою адаптивної оптики можна всього лише соту частину всього небозводу, точніше, околиці яскравих зірок, планет і сейфертовских галактик (тобто галактик із звездоподібними ядрами).

Системи адаптивної оптики видимого діапазону з лазерними стандартами успішно працюють на 60 - сантиметровому телескопі оптичної станції Мауї (Гавайські о-ва) і на 1,5 - метровому телескопі оптичного полігону Старфайр ВВС США. На обох телескопах досягнуто дозволу до 0,15 кутової секунди. Деякі з цих телескопів час від часу використовуються і для астрономічних спостережень. Точність визначення форми хвилевого фронту з допомогою, цього методу можна підвищити, розмістивши навколо об'єкту спостережень декілька лазерних опорних зірок, проте подібні системи знаходяться поки на стадії розробки.

До нового покоління телескопів відносяться 10-метрові телескопи Кек I і Кек II (США), 10-метровий телескоп Хоббі-Эберлі і 8-метрові телескопи Джеміні, Субару, а також Великий бінокулярний телескоп ВБТ, що знаходиться у стадії споруди, в Арізоні (США).

Дуже важливо та обставина, що у всіх цих телескопах головне дзеркало утворене окремими дзеркалами (субапертурамі), число яких різне в різних телескопах. Так, в телескопі Субару змонтовано 261 дзеркало, в УБТ-150 осьових і 64 бокових дзеркала, в Джеміні - 128 дзеркал. У Великому бінокулярному телескопі ВБТ є два головні дзеркала, що складаються також з багатьох елементів. Діаметр головних дзеркал всіх цих телескопів лежить в діапазоні від 8,1 до 8,4 метра.

1. При використанні адаптивної оптики в телескопах виникають дві фундаментальні проблеми. Перша з них полягає в тому, що для вимірювання спотворень хвилевого фронту потрібна достатньо велика кількість світла. Тому ефективна компенсація впливу атмосферної турбулентності при спостереженні слабких об'єктів (а саме вони найбільше цікавлять астрономів) можлива тільки тоді, коли достатньо близько від об'єкту знаходиться яскрава зірка. Підраховано, що для упевненої роботи адаптивної системи у видимій області спектру за середніх умов яскравість цієї опорної зірки повинна бути такий, щоб в кожну зону апертури телескопа розміром 10 10 см потрапляли б принаймні 10 тисяч фотонів в секунду. Щоб задовольнити цій вимозі, опорна зірка повинна бути як мінімум 10 величини по яскравості. В середньому тільки три такі зірки виявляються в кожному квадраті неба розміром в один градус.

2. Це обмеження було б прийнятним, якби не було другої фундаментальної проблеми: адаптивна компенсація ефективна лише в межах украй невеликої області неба, обмеженої так званим изопланатичним кутом (кутом рівних плоскості), який у видимому діапазоні довжин хвиль звичайно менше 5 секунд дуги. На великих площах зміна турбулентності дуже відрізняється від значення, зміряного датчиком хвилевого фронту, щоб одержати добре зображення. Таким чином, тільки в центрі забезпечується добра корекція, а на краях поля зору якість зображення знижується, причому досить сильно у міру видалення від центральної зони. З цієї причини більшість ділянок неба непридатно для застосування адаптивної оптики з природними опорними зірками.

Є два шляхи подолання цих обмежень. Перший - працювати на довших (інфрачервоних) хвилях, для яких ефекти турбулентності виявляються набагато слабкіше. Зона корекції при цьому збільшується. Крім того, спотворення хвилевого фронту на великих протяжнностях відбуваються повільніше, з'являється більше часу для "збору" світла, і можна використовувати як опорних менш яскраві зірки. Далі, изопланатичний кут із збільшенням довжини хвилі стає більшим. Отже, зростає площа, на якій можна досягти ефективної компенсації. У результаті з'являється можливість використовувати видимі опорні зірки для виконання інфрачервоних спостережень на набагато більших ділянках неба, чим при спостереженнях у видимій області спектру.

Другий шлях полягає в застосуванні лазерів для створення штучних опорних зірок - лазерних маяків. Цікаво, що цей підхід був випадково знайдений дослідниками Лінкольновськой лабораторії Массачусетського технологічного інституту і Лабораторії Філіпс ВВС США при роботі за програмою СОЇ - Стратегічної оборонної ініціативи (відомої у нас як програма "зоряних воєн"). У 1980-х роках вони вивчали питання створення лазерної зброї, здатної уражати цілі, що летять у верхніх шарах атмосфери і вище. Оскільки лазерний пучок піддається тим же атмосферним спотворенням, що і світло зірки, вирішено було застосувати принципи адаптивної оптики. У 1982 році дослідники почали використовувати компенсуючу систему з 69 коректорами для усунення спотворень лазерного пучка, що направляється із Землі в космос. У одному з експериментів космічний корабель Діськавері (Шаттл) був обладнаний рефлектором для відображення лазерного пучка назад до Землі, де його використовували для вимірювання атмосферних спотворень. У подальших випробуваннях рефлектори ставилися на ракетах, що піднялися на висоту 600 кілометрів. Вводячи інформацію про стан атмосфери в систему управління гнучким дзеркалом, дослідники змогли пропустити другий пучок через атмосферу без спотворень і сфокусувати його на корпусі ракети.

Знайдений для військових цілей принцип модифікували для застосування в астрономії, а лазери стали використовувати для створення штучних опорних зірок у верхній атмосфері. Щоб розширити область небесної сфери, в межах якої можна було б компенсувати атмосферні спотворення, вчені обсерваторії Джеміні пропонують так звану мульті-сопряженную адаптивну оптику (МСАО), що передбачає використання багатьох датчиків хвилевого фронту для компенсації впливу турбулентності в широкому віялі напрямів. Планується використовувати п'ять щодо яскравих лазерних опорних зірок, створюючих Х-образну конфігурацію. Відстань від центральної зірки до інших лежить в діапазоні від 1/2 до 3/4 кутової хвилини. Ці штучні зірки передбачається створити таким чином. Лазери на Ксеноні потужністю близько 10 Вт "націлюються" на шар пари натрію, викинутий з борту ракети на висоті близько 90 кілометрів. Лазерне світло з довжиною хвилі 589 нм викликає флуоресценцію атомів натрію - виникає "лазерна зірка". Оскільки лазерний маяк знаходиться набагато ближчим до телескопа, чим природна зірка, він випускає конічний (а не циліндровий) пучок, що проходить тільки через частину турбулентного шару. Цей недолік особливо виявляється у разі великої апертури телескопа. Для його усунення необхідно, щоб система МСАО мала декілька маяків. Плями від лазерних зірок, накладаючись один на одного з деяким зсувом, повністю заповнюють турбулентний об'єм, як і при використанні природної опорної зірки.

У космічних телескопах

Давно відома радикальна можливість повністю позбавитися впливу атмосфери: винести телескоп в космос.

Останніми роками поглиблення наших пізнань про будову Всесвіту в значній мірі пов'язане з космічним телескопом імені Едвіна Хабла, діаметр дзеркала якого - всього 2,4 метра - за теперішніх часів абсолютно не вражає.

Після запуску Хаббла оператори Національного агенства США по аеронавтиці і дослідженню космічного простору спробували сфокусувати телескоп, але до свого жаху виявили, що ні на одному зображенні навіть приблизно не було тієї чіткості, на яку вони розраховували.

Причина - поліровка дзеркала була проведена під злегка не точним кутом. Помилка в параметрах складала всього одну п'ятнадцяту волоса людини, але ця погрішність викликала сферичну абберацію.

У нашій країні також були розроблені (але не реалізовані) декілька проектів космічних телескопів: "Ломоносов", ЛЕЛЕКА (Астрометричний штучний супутник-телескоп) та інші. Може виникнути питання: навіщо астрономи продовжують будувати великі наземні телескопи, коли можна повністю зняти проблему впливу атмосфери, використовуючи космічні? Відповідь проста: космічні телескопи вимагають величезних грошових витрат на споруду і експлуатацію, що значно перевищує вартість наземних телескопів, навіть оснащених системами адаптивної оптики. Космічний телескоп Хаббл дає високу якість зображення, але не може виявити слабкі об'єкти, доступні великим наземним телескопам нового покоління: для цього його апертура дуже мала. А застосування адаптивної оптики дозволить наземним телескопам порівнятися за якістю зображення з Хабблом.

Космічні інтерферометри

Особливо перспективно використання в телескопах нового покоління методу інтерферометрії з великою базою. Цим методом можна вимірювати кутові діаметри астрономічних об'єктів. Зоряний інтерферометр є двома укріпленим на загальній рамі дзеркалом, причому відстань між ними (довжину бази) можна змінювати. Світло від зірки, що потрапляє на обидва дзеркала, ділиться на два пучки, які за допомогою допоміжних дзеркал і лінзи зводяться разом і утворюють інтерференційну картину у вигляді темних і світлих смуг, що чергуються. Істотно, що інтерференційна картина виникає тільки тоді, коли різниця ходу пучків близька до нуля (для білого світу - не більше 2-3мкм). Орієнтування бази перпендикулярно напряму на зірку звичайно забезпечує необхідне зрівнювання оптичних шляхів пучків. Робота зоряного інтерферометра заснована на залежності контрасту (різкості, чіткості) інтерференційних смуг від довжини бази. Змінюючи довжину бази до отримання мінімального контрасту (картина повністю розмивається, смуги невиразні), можна визначити кутовий діаметр зірки.

Чим довша база D, тим менший кутовий діаметр і можна зміряти, тобто що вирішує здатність інтерферометра визначається відношенням

, де -довжина хвилі світла.

У першому зоряному інтерферометрі Майкельсона максимальна величина бази складала 6 метрів. Щоб підвищувати дозвіл далі, необхідно було збільшувати базу. Так виникла ідея складати пучки, зібрані окремими телескопами.

Світло від зірки приходить на обидва телескопи і через оптичну систему, що включає окрім головного і допоміжного декілька плоских дзеркал, прямує в загальний приймальний пристрій, розташований в центральній лабораторії. При цьому в одному з телескопів світло проходить через оптичну лінію затримки, довжина якої регулюється так, щоб різниця ходу світлових пучків, що приходять на телескопи, була рівна нулю. При нульовій різниці ходу на приймальному пристрої виникає інтерференційна картина. Далі вимірювальна процедура аналогічна використовуваною в зоряному інтерферометрі Майкельсона.

Такий принцип застосований в згадуваному вище телескопі УБТ. Цей телескоп не має аналогів. Він складається з чотирьох окремих 8-метрових телескопів; споруда останнього, четвертого телескопа планується завершити наступного року. Ці телескопи можуть або використовуватися незалежно, або працювати єдиною групою, об'єднуючись з трьома рухомими допоміжними 1,8-метровими телескопами, утворюючи унікальний оптичний УБТ-інтерферометр (УБТ1).

Поле зору кожного з телескопів в інтерферометрі УБТ складає 2 кутових секунди. Використовуючи різні довжини і орієнтації базових ліній (відстаней між телескопами), можна добитися кутового дозволу, який виходив би від одного телескопа з діаметром об'єктиву, рівним найбільшій довжині бази, - 130 метрів для чотирьох 8-метрових телескопів і 200 метрів для трьох 1,8-метрових допоміжних телескопів.

Звичайно, існує ще багато проблем, що виникають перед творцями унікальних великих телескопів нового покоління. Наприклад, необхідно звести до мінімуму теплові деформації усередині куполів. Для цього температура в них повинна бути такий же, як зовні. Це досягається різними способами. При обертанні телескопа перед ним утворюється турбулентний шар повітря, і цей ефект теж прагнуть мінімізувати. Телескопи Субару і УБТ мають купол, що обертається, не допускає незалежне обертання телескопа усередині куполу. Обсерваторії Кек і Джеміні більш традиційні вони використовують сферичний купол, в якому телескоп може незалежно обертатися. Унаслідок вивчення динаміки руху повітряних потоків, що виникають при обертанні телескопа, обсерваторія Субару зупинилася на циліндровій формі куполу. У обсерваторії Джеміні застосовуються великі бокові вікна для природної вентиляції.

Заходи, що робляться для ізоляції від теплового випромінювання постронніх джерел, дають можливість вести спостереження не тільки у видимій, але і в ближній і середній інфрачервоною областях спектру. Інтерес до цього діапазону продиктований тим, що в ньому спостерігаються великі величини червоного зміщення (зсуву спектральних ліній у бік довших хвиль, що свідчить про розгін галактик: чим більший зсув, тим більше видалена галактика), менше спотворення, що вносяться атмосферою. Інфрачервоне випромінювання проникає крізь газові і пилові хмари в галактиках і туманностях краще, ніж видиме світло, і тому побудовані останніми роками багатоелементні "оптичні антени" призначені для роботи в довгохвильовому діапазоні.

Слід також враховувати, що адаптивна оптика, один з головних елементів інтерферометричних систем, набагато краще працює в інфрачервоній області спектру.

Наземні телескопи, при всіх їх удосконаленнях, ніколи не зможуть досягти такою, що вирішує здібності, можливої для космічних телескопів, не схильних до впливу атмосфери. І хоча вище вже згадувалося про нечувано високу вартість проектів з винесенням телескопів в космос, деякі астрономи проте вважають, що наступним поколінням астрономічних приладів будуть великі космічні телескопи з апертурою 8 метрів. Невідомо, коли це відбудеться і чи відбудеться взагалі. В усякому разі, слід погодитися з думкою, що космічні і наземні телескопи повинні швидше доповнювати один одного, ніж конкурувати. Космічні телескопи можуть виконувати спостереження в діапазонах довжин хвиль, недоступних для наземних телескопів із-за сильного поглинання в атмосфері, наприклад в ультрафіолетовій або рентгенівській областях спектру. Наземні ж телескопи з великими апертурами і базами підходять для спостережень у області довгих хвиль, для яких турбулентні ефекти легше компенсувати.

Размещено на Allbest.ru