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
- << Попередня
- Наступна
