Оптичні телескопи ХХІ століття
Г. З. Бутенко
Міжнародний центр астрономічних та медико-екологічних досліджень НАН України
Ніхто так не відчуває зв’язку простору й часу, як астрономи. Збираючи в телескопи світло, що приходить на Землю від далеких галактик, астрономи бачать ці небесні тіла такими, якими вони були мільярди років тому. Заглиблюючись усе далі й далі в космічний простір, спостерігачі «зустрічаються» із все молодшими об’єктами — ми бачимо минуле нашого світу, ранні стадії розвитку Всесвіту. У наш час астрономи спостерігають галактики й квазари, віддалені від Землі на мільярди світлових років. Для цього збудовано надзвичайно складні телескопи з дуже точними системами керування.
За типом оптичної системи астрономічні телескопи поділяються на три великі класи: лінзові (рефрактори), дзеркальні (рефлектори) й дзеркально-лінзові (катадіоптричні). Усі великі телескопи, як правило, дзеркальні, бо рефлектори повністю вільні, на відміну від лінзових систем, від хроматичної аберації — спотворення зображення через неоднакове заломлення в лінзі променів з різними довжинами хвиль.
Серед оптичних систем рефлекторів можна виділити декілька основних груп:
1. Рефлектори прямого фокуса. Ця система однодзеркальна; приймальну апаратуру розміщено у фокусі дзеркала.
2. Система Ньютона. Вона однодзеркальна, головне дзеркало — параболічне, плоске дзеркало поблизу головного фокуса використовується для відхилення фокальної площини вбік.
3. Система Кассегрена. Ця система дводзеркальна, головне дзеркало — параболічне; вторинне — гіперболічне, розміщене перед фокальною площиною головного дзеркала і створює нову фокальну площину в його отворі.
4. Система Ґрегорі. Вона дводзеркальна, головне дзеркало — параболоїд; вторинне — увігнуте еліптичне дзеркало, установлене за фокальною площиною головного. Якість зображення цієї системи вища, ніж системи Кассегрена, але труба такого телескопа має набагато більші розміри.
5. Система Річі—Кретьєна. Ця система дводзеркальна, головне й вторинне дзеркала — гіперболічні, форма головного дзеркала компенсує кому, вторинного — сферичну аберацію, а введення спеціального коректора усуває астигматизм.
6. Система куде. У ній, крім головного й вторинного, використовуються два плоских дзеркала, що спрямовують промені всередину полярної осі телескопа, утворюючи нерухомий фокус, де зазвичай розміщено громіздку апаратуру для спектрометрії.
7. Система Несміта. У схему телескопа Кассегрена вводиться діагональне дзеркало, щобвивести пучок світла у вісь схилень. Це дає змогу досягти непорушності окулярноговузла й системи кріплення при зміні осі схилень.
Чим більший розмір головного дзеркала телескопа, тим більше світла воно збере і тим слабші об’єкти стають доступними для спостережень. Виготовлення високоякісного великого дзеркала — складне технологічне завдання, що вимагає дуже досконалих технологій у галузі оптики й точного приладобудування.
До 1975 р. найбільшим у світі телескопом був американський телескоп Гейла із дзеркалом діаметром 5 м, установлений на горі Паломар (висота 1706 м). Спорудження телескопа розпочалося 1930 р., після того як Каліфорнійський технологічний інститут отримав грант Рокфеллерівського фонду. Закінчення робіт відстрочила друга світова війна, іофіційне відкриття відбулося аж 1948 р. Телескоп присвячено пам’яті Джорджа Еллері Гейла (1868—1938), ініціатора й натхненника проекту. Вага основного дзеркала становить 13 т, а разом із трубою завдовжки 17 м — 140 т. Купол важить 1000 т і має діаметр 41,5 м. Фокусна відстань дзеркала — 16,5 м. До теперішнього часу цей телескоп працює найефективніше.
У 1975 р. на Північному Кавказі поблизу станиці Зеленчуцька на вершині гори Пастухова (висота 2070 м) закінчено спорудження найбільшого на той час телескопа із дзеркалом діаметром 6 м, який дістав назву Великий телескоп азимутальний (російською мовою — Большой телескоп азимутальний, БТА). В основі інструмента — оптична схема Несміта; спостереження проводяться також у первинному фокусі. Монтування — альтазимутальне. Цей тип монтування використовується в багатьох великих телескопах і має дві осі — вертикальну й горизонтальну; телескоп може обертатися по азимуту навколо першої осі, а його труба у вертикальній площині — навколо другої осі. Відносний отвір Великого телескопа азимутального становить 1/4,3. Цей інструмент дає зображення об’єктів до 26-ї зоряної величини. Кутове розділення дорівнює 0,6″, а з використанням методів спекл-інтерферометрії воно становить 0,02″. Дзеркало важить 42 т, а загальна вага телескопа — 850 т.
У 1979 р. в обсерваторії Маунт-Гопкінс (штат Аризона, США) на висоті 2606 м над рівнем моря збудовано телескоп ММТ. Свою назву — Multimirror Telescope, ММТ (Багатодзеркальний телескоп) — він дістав завдяки особливостям конструкції: спершу його головне дзеркало складалось із шести окремих дзеркал діаметром 1,8 м кожне. У 2000 р., після закінчення реконструкції, на телескопі встановили одне дзеркало діаметром 6,5 м. Оптична схема цього інструмента — кассегренівська, а монтування — альтазимутальне. Телескоп дуже компактний: висота купола всього 17 м. Відносні отвори телескопа становлять 1/5; 1/9; 1/15.
У середині 80-х рр. XX ст. розпочато реалізацію проекту «Магеллан» — будівництво найбільших на той час двох однакових телескопів-рефлекторів з діаметром дзеркал 6,5 м. Телескопи розміщено в обсерваторії ім. Вальтера Бааде (висота 2300 м, Лас-Кампанас, Чилі). Телескоп «Магеллан-1», названий «The Walter Telescope» (телескоп Вальтера Бааде), розпочав свою роботу 2000 р. Пробні спостереження з «Магелланом-2», що має ще назву «Тhе Сlау Теlеsсоре», були виконані наприкінці 2002 р. Монтування телескопів альтазимутальне; оптичні системи — Кассегрена, Ґреґорі, Несміта; відносні отвори телескопів становлять 1/11; 1/15. Інструмент важить 150 т. Головні дзеркала складено з окремих сегментів, для того щоб коректувати їхню форму. Відстань між телескопами 60 м, що дозволить в майбутньому використовувати їх як інтерферометр. Кутове розділення телескопів 0,4″, а в найсприятливіші ночі воно досягає 0,25″.
Тепер настає новий етап у створенні наземних оптичних інструментів. Сучасні телескопи дуже великі: діаметри їхніх головних дзеркал становлять 8—10 метрів. Крім того, ці інструменти побудовано з використанням нових принципів, їхні дзеркала підлаштовуються під зміни, що відбуваються в атмосфері, тому розфокусування зображень, викликане перепадами густини повітря, його потоками й вітром, зводиться до мінімуму. Така оптика, що «вміє» пристосовуватися до швидкозмінних умов, називається адаптивною. Для підвищення роздільної здатності сучасних телескопів використовуються також і методи оптичної інтерферометри з великою базою.
До нового покоління телескопів належать телескопи Кек І та Кек II, телескоп Гоббі—Еберлі, телескопи «Джеміні», «Субару», Дуже великий телескоп, а також Великий бінокулярний телескоп, що будується. Нижче подано короткі відомості про ці телескопи.
Телескопи «Кек-І» та «Кек-ІІ»
Два американські телескопи-рефлектори «Кек-І» і «Кек-ІІ», які належать Каліфорнійському технологічному інститутові й Каліфорнійському університету, розміщено в обсерваторії ім. В. Кека (схил згаслого вулкана Мауна-Кеа, Гавайї, висота 4123 м). Телескопи названо на честь Вільяма Кека, який дав 130 млн доларів на їх будівництво. Головні дзеркала телескопів, що мають у діаметрі 10 м, складено з 36 шестикутних сегментів, кожним з яких керує комп’ютерна система. Роздільна здатність телескопів становить 0,04″. Використання обох інструментів як інтерферометра (відстань між ними дорівнює 85 м) дасть змогу дістати розділення до 0,005″. Монтування телескопів альтазимутальне, вага по 270 т. Спостереження проводяться як в прямому фокусі (відносний отвір 1/1,75), так і у фокусі Кассегрена (відносні отвори 1/15; 1/25). Перші спостереження на телескопі «Кек-І» здобуто 1992 р., на «Кек-ІІ» — 1996 р.
Телескоп Гоббі—Еберлі
Телескоп Гоббі—Еберлі (на честь Вільяма Гоббі й Роберта Еберлі, в англомовній літературі thе Ноbbу-Еbеrlу Теlеsсоре, НЕТ) входить до складу Мак-Дональдської обсерваторії, розташованої на горі Фолкс (Техас, США, висота 2002 м). Побудований спільними зусиллями Техаського університету й кількох університетів США та Німеччини, телескоп був уведений в дію 1997 р. Головне шестикутне дзеркало, розміром 11x10 м й радіусом кривизни 26 м, складається з 91 шестикутного сегмента. Робоче поле телескопа 9,2 м. Дзеркало жорстко зафіксовано під кутом 35° до зеніту, але встановлено на конструкції, що може обертатись по азимуту в будь-якому напрямі. Рухоме вторинне дзеркало дає змогу спостерігати до 70% площі неба в точці наведення телескопа. Інструмент призначено для спектроскопічних спостережень, які проводяться в первинному фокусі й фокусі Ґрегорі (відносні отвори телескопа 1/1,4; 1/4,7). Вага телескопа 100 т.
Телескопи «Джеміні -1» та «Джеміні -2»
Телескопи-близнюки «Джеміні» стали результатом 10-річного співробітництва науковців й інженерів семи країн світу: Аргентини, Австралії, Бразилії, Канади, Чилі, Великої Британії й США. Телескопи розміщено по обидва боки екватора — Північний «Джеміні» встановлено в обсерваторії Мауна-Кеа (Гавайї, висота 4200 м), Південний — у Серра-Пачон (Чилійські Анди, висота 2700 м). Вони дають змогу повністю досліджувати північну й південну півкулі неба в оптичному й інфрачервоному діапазонах. У конструкції телескопів використано оптичну систему Річі—Кретьєна й альтазимутальне монтування. Тонке головне дзеркало кожного з телескопів (діаметр 8,1 м) працює в режимі активного контролю за формою його поверхні. Відносний отвір телескопів становить 1/16. Куполи башт заввишки 46 м мають у діаметрі 36 м. Інструменти введено в дію 2000 р. (Північний «Джеміні») і 2001 р. (Південний «Джеміні»).
Телескоп «Субару»
Гордість Японії — телескоп-рефлектор «Субару» (з японської перекладається як «Плеяди», в англомовній літературі Subaru Теlеsсоре) — розпочав свою роботу 1999 р. Він розміщений в обсерваторії Мауна-Кеа (4200 м над рівнем моря, Гавайї). Цей інструмент — найбільший у світі телескоп із суцільним дзеркалом, діаметр якого становить 8,2 м. Під час спостережень форма дуже тонкого дзеркала контролюється й коректується 261 датчиком — це забезпечує високу якість зображення. Циліндричний купол башти, яким керує комп’ютер, компенсує температурну турбулентність. Роздільна здатність «Субару» становить 0,2″. Телескоп призначено для роботи в оптичному й інфрачервоному діапазонах. В основі інструмента — оптична система Річі—Кретьєна, він має альтазимутальне монтування. Зображення утворюється в первинному фокусі (відносний отвір 1/1,8), у фокусах Кассегрена (1/12,2) і Несміта (1/12,6).
Дуже великий телескоп
Дуже великий телескоп (в англомовній літературі Very Large Теlеsсоре, VLT), спроектований і реалізований Європейською південною обсерваторією, складається з чотирьох телескопів діаметром 8,2 м. Цю найбільшу у світі систему оптичних телескопів розташовано в Чилі на горі Серро-Паранал (висота 2635 м). Усі чотири телескопи можуть працювати в режимі інтерферометра з наддовгою базою, утворюючи таке саме зображення, яке може дати інструмент із дзеркалом діаметром 16,4 м. При цьому в ближньому інфрачервоному діапазоні досягається розділення 0,05″. Тонке лите головне дзеркало телескопа контролюється й керується адаптивною оптикою. У конструкції телескопів застосовано оптичну систему Річі—Кретьєна й альтазимутальне монтування. Спостереження проводяться в фокусах Кассегрена, Несміта й куде. Відносні отвори телескопів становлять 1/13,5 та 1/15.
Великий бінокулярний телескоп
Великий бінокулярний телескоп (в англомовній літературі the Large Віnосulаr Теlеsсоре, LВТ) споруджують на горі Грехем (Аризона, США, висота 3170 м) в Маунт-Грехемській міжнародній обсерваторії. Телескоп є сумісним проектом Аризонського університету й Арчетрійської астрофізичної обсерваторії (Флоренція, Італія). Телескоп складатиметься з двох 8,4-м параболічних дзеркал, змонтованих на одному кріпленні. Відстань між дзеркалами 14,4 м. Поверхня дзеркал — мозаїчна, з розмірами сегментів 91 см. Для зміни поверхні одного дзеркала використовуються 672 датчики-штовхачі. Відносний отвір дзеркал 1/1,14. Бінокулярний пристрій зробить роздільну здатність цього інструмента еквівалентною розділенню 23-м телескопа. Перше дзеркало телескопа встановлено у квітні 2004 р.
Дуже важливо, що для всіх описаних вище телескопів головним дзеркалом можна керувати, змінюючи його форму. Це лежить в основі принципу адаптивної оптики, суть якого полягає ось у чому. За допомогою телескопа треба дістати чітке зображення далекої зорі, яке має виглядати як точка. Фронт хвилі, яка доходить до Землі, можна вважати плоским завдяки величезній відстані до зорі. Але перш ніж потрапити в наземний телескоп, хвиля проходить крізь атмосферу Землі, де турбулентність повітря (випадкові зміни його густини, зумовлені варіаціями температури й інших параметрів під дією потоків вітру) порушує плоску форму хвильового фронту. Унаслідок цього зображення спотворюється. Адаптивна оптика має компенсувати відхилення й відновити початкову (плоску) форму хвильового фронту.
Ідея такої корекції полягає в тому, щоб раніше ніж світло збереться у фокусі телескопа, увести у хвильовий фронт, що реєструється, такі ж спотворення, які вносить турбулентність, але з протилежним знаком. Найпростіше це зробити, розділивши головне дзеркало на окремі зони та вимірюючи нахил хвильового фронту в кожній з них. Після обробки швидкісними комп’ютерними системами ця інформація використовується для управління коректорами, які вигинають окремі зони дзеркала так, що та частина хвилі, яка прибуває пізніше, проходить коротший шлях до фокуса. Для цього на дзеркало з протилежного боку наклеюють п’єзоелектричні штовхачі. Процес зміни хвильового фронту й регулювання кривизни поверхні триває кілька сотих часток секунди. Коли активна оптика працює узгоджено, усі частини хвильового фронту приходять у точку фокуса одночасно, створюючи чітке зображення.
Під час роботи адаптивної оптики виникають дві фундаментальні проблеми. Перша з них: спостереження спотворень хвильового фронту потребують великої кількості світла. Тому найефективніша компенсація атмосферної турбулентності під час спостережень слабких об’єктів можлива лише тоді, коли поблизу об’єкта є яскрава зоря (щонайменше 10-ї зоряної величини). Далеко не кожна зона спостережень забезпечена таким об’єктом — їх у середньому припадає по одному на квадратний градус. Друге обмеження: адаптивна компенсація ефективна тільки в межах невеликої (приблизно 5″) ділянки неба. На великих площах зміни турбулентності сильно відрізняються від значень, виміряних датчиком хвильового фронту. Лише в центрі можна забезпечити хорошу корекцію, а на краях поля зору якість зображення сильно знижується.
Ці проблеми можна вирішити двома шляхами. Перший з них — спостерігати на довших (інфрачервоних) хвилях, для яких ефекти турбулентності проявляються слабше. Зона корекції при цьому збільшується. Оскільки зміни хвильового фронту відбуваються повільніше, то з’являється більше часу для збору світла, а отже, можна як опорні використовувати слабші об’єкти. Другий шлях — застосовувати лазери для створення «опорних зір». Якщо ксеноновий лазер «націлити» на шар пари натрію, викинутий з борту ракети, то це викличе світіння атомів натрію — виникне «лазерна зоря».
Ще одна радикальна можливість повністю усунути вплив атмосфери: винести телескоп у космос. Такі телескопи вже є, один із них — Космічний телескоп імені Габбла з діаметром дзеркала 2,4 м. Проте будівництво космічних телескопів потребує значних фінансових затрат, які набагато перевищують вартість наземних телескопів навіть з системами адаптивної оптики.
Щоб збільшити роздільну здатність, особливо перспективним є використання телескопів нового покоління як інтерферометрів з наддовгою базою. Так, Дуже великий телескоп з трьома допоміжними 1,8-м телескопами створює зображення такої ж якості, яку може дати телескоп з діаметром дзеркала 200 м.
На майбутнє астрономи планують утілити в життя ще грандіозніші проекти: 50-м Надзвичайно великий телескоп; 100-м Вражаюче великий телескоп (the Ower Whelmingly Large Теlеsсоре, абревіатура OWL — читається так само, як англійське слово «сова»); систему Величезних пристроїв (в англомовній літературі Giant Optical Devices, GOD) — 20- та 50-мдзеркал. Уведення цих проектів у дію дасть можливість спостерігати об’єкти до 38-ї зоряної величини. Фірма Lockeed Martin розробляє нові космічні телескопи. Ці інструменти мають замінити Космічний телескоп імені Габбла. Один з нових телескопів матиме дзеркало діаметром 20 м, що дасть змогу виявляти планети біля зір. Його конструкція, як і великих наземних телескопів, буде мозаїчною, і керуватимуть ним потужні комп’ютери. Ці інструменти допоможуть астрономам заглибитись ще далі в минуле Всесвіту, а це, найімовірніше, поставить нові запитання перед теоретиками.
Джерело: Астрономічний календар 2005, с. 204—208
