Разведка далеких планет
Шрифт:
Искусственная звезда. Для быстрого анализа изображения в системе адаптивной оптики используется опорная звезда, которая должна быть весьма яркой, поскольку ее свет делится анализатором волнового фронта на сотни каналов и в каждом из них регистрируется с частотой около 1 кГц. К тому же яркая опорная звезда должна располагаться на небе вблизи изучаемого объекта. Однако в поле зрения телескопа далеко не всегда встречаются подходящие звезды: ярких звезд на небе не так много, поэтому до недавних пор системам адаптивной оптики были доступны наблюдения лишь 1 % небосвода – маленькие площадки вокруг ярких звезд. Чтобы снять это ограничение, было предложено использовать искусственный «маячок», который располагался бы вблизи изучаемого объекта и помогал зондировать атмосферу.
Рис. 3.36.
Эксперименты показали, что для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы искусственную звезду (Laser Guide Star, LGS) – маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1''. Например, в системе ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998 г., аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощностью 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D2 натрия. Это устройство создает искусственную звезду с визуальным блеском 9-10™. Правда, появление в атмосфере аэрозоля или наблюдение на больших зенитных расстояниях существенно снижают блеск и качество искусственной звезды.
Поскольку луч мощного лазера способен ночью ослепить пилота самолета, астрономы принимают меры безопасности. Видеокамера с полем зрения 20° следит через тот же телескоп за областью неба вокруг искусственной звезды и при появлении любого объекта выдает команду на заслонку, перекрывающую лазерный луч.
Создание в конце XX в. систем адаптивной оптики открыло новые перспективы перед наземной астрономией: угловое разрешение крупных наземных телескопов в видимом диапазоне вплотную приблизилось к возможностям космического телескопа «Хаббл», а в близком инфракрасном диапазоне даже заметно превысило их. К тому же разработка адаптивной оптики сделала возможным строительство наземных оптических интерферометров на базе телескопов большого диаметра. Дело в том, что после прохождения светового луча через атмосферу он теряет когерентность, и работа интерферометра становится невозможной. Поэтому наземные интерферометры без системы адаптивной оптики работать не могут. Благодаря созданию этих систем уже вступают в строй крупные оптические интерферометры, которые будут способны не только обнаруживать, но даже исследовать планеты у других звезд.
Утверждение, что теперь все астрономические наблюдения можно проводить из космоса, не выдерживает критики, поскольку не имеет смысла делать за большие деньги в космосе то, что можно значительно дешевле сделать на Земле. Четыре десятилетия космической астрономии показали, что с орбиты нужно наблюдать лишь то, что недоступно на Земле. Большую часть оптических и радионаблюдений с успехом можно проводить из наземных обсерваторий, если не создавать им препятствий в работе.
Обсудив замечательные технические возможности и перспективы наземной астрономии, мы должны коснуться еще одной, «нетехнической» проблемы – как выбрать на дне нашего воздушного океана наилучшее место для строительства телескопа. Казалось бы, самое желанное место для установки телескопа – вершина Эвереста, но почему-то никто из астрономов туда не стремится. Вкладывая большие деньги в строительство телескопов, астрономы придирчиво выбирают места для сооружения обсерваторий, предъявляя к ним массу противоречивых требований. Среди них есть вполне понятные – экономические. Место строительства крупного телескопа должно быть доступным для большегрузных автомобилей, перевозящих массивные части телескопа и его зеркало. Желательно, чтобы невдалеке проходили морские или речные пути. При этом желательно избегать сейсмически активных областей, хотя это редко удается. Учитывая высокую стоимость больших телескопов, их стараются размещать в политически стабильных странах. Но все же главными требованием при выборе места является требование к его астроклимату.
Астрономический климат? Оказывается, есть и такой!
Астроклимат
Так называют совокупность атмосферных условий, влияющих на качество астрономических наблюдений. Важнейшие из них – прозрачность воздуха, степень его однородности (влияющая на четкость изображения объектов), величина фонового свечения атмосферы, суточные перепады температуры и сила ветра.
Напомню: астрономические наблюдения производятся со дна воздушного океана. Уже говорилось, что, будучи сжата до плотности воды, наша атмосфера имела бы толщину 10 метров! В море с такой глубины звезды практически не видны. К счастью, наша атмосфера прозрачнее морской воды и позволяет нам видеть Вселенную. Но волнение воздушного океана, плавающие в нем облака и пыль, свечение газов и поглощение ими света звезд – все это вынуждает астрономов стремиться к «всплытию», к продвижению в верхние слои атмосферы.
Строительство обсерваторий высоко в горах, размещение телескопов на самолетах, аэростатах и, наконец, на борту космических аппаратов позволяет в той или иной степени избежать вредного влияния атмосферы, но создает новые трудности, прежде всего финансовые. Особенно дорогостоящи космические обсерватории, поэтому, за редким исключением, они создаются для наблюдения тех видов излучения, которые совершенно не проходят сквозь атмосферу к поверхности Земли, например рентгеновского или далекого инфракрасного. Для наблюдения в оптическом диапазоне астрономы до сих пор размещают большую часть своих приборов на поверхности Земли, но при этом стараются выбирать место и создавать условия, максимально выгодные для наблюдений.
Прозрачность атмосферы. В оптическом диапазоне прозрачность земной атмосферы достаточно велика: свет звезды, находящейся в зените, при наблюдении с уровня моря ослабевает на 25–50 % (меньше – у красного, больше – у голубого конца спектра), а с высоты современной горной обсерватории (2500–3000 м) в среднем на 20 %. Но атмосферное поглощение меняется в зависимости от высоты светила над горизонтом. При наблюдении звезды в зените луч света проходит минимальный путь сквозь атмосферу и поэтому испытывает минимальное поглощение. Чем больше угловое расстояние звезды от зенита, тем длиннее путь луча в атмосфере и, соответственно, сильнее ослабление света.
Для того чтобы исправить наблюдаемую яркость светила в визуальном диапазоне спектра за дополнительное поглощение света в атмосфере (как говорят, «привести наблюдения к зениту»), нужно от наблюдаемой звездной величины отнять m:
Эти поправки даны для наблюдателя на уровне моря; с увеличением высоты места они уменьшаются. При этом имеется в виду, что качество неба отличное. При худшем качестве неба (высокая влажность или запыленность, перистые облака) поправка становится всё больше и неопределеннее, особенно вблизи горизонта.
В ультрафиолетовом (УФ) диапазоне прозрачность атмосферы резко снижается: для волн короче 280 нм воздух практически непрозрачен. В инфракрасном (ИК) диапазоне прозрачность атмосферы очень неоднородна: в спектре существует несколько мощных полос поглощения молекулами кислорода и воды. Поэтому для наблюдения в близком ИК-диапазоне телескопы устанавливают в сухих высокогорных районах, например в пустыне Атакама или на вершинах древних гавайских вулканов (высота более 4000 м). В далеком ИК– и УФ-диапазонах наблюдения возможны только с космических станций.
Качество изображения. При выборе места для строительства обсерватории астрономов в первую очередь интересует количество ясного ночного времени. Оно измеряется в суммарном годовом количестве часов безоблачного неба в период астрономической ночи, когда погружение Солнца под горизонт превосходит 18° и уже не заметны сумеречные явления. Для старых университетских обсерваторий, размещенных вблизи крупных городов Европы, это время составляет порядка 200–300 часов в год (Пулково, Рига, Москва). Для горных обсерваторий, расположенных в южной части бывшего СССР (Крым, Кавказ, Казахстан, Узбекистан), это 1000–1500 часов в год, а для наиболее современных обсерваторий в горах Чили и на Гавайях – 2500–3000 часов, что близко к суммарному темному времени за год.