Большие оптические телескопы

 

Наземные телескопы

 

Оптические телескопы работают в видимом и/или инфракрасном диапазонах спектра. У крупнейших современных наземных оптических телескопов диаметр главного зеркала достигает 8 – 10 м. Наиболее мощной среди них считается группа из четырех 8,2-метровых телескопов VLT (Very Large Telescope, Очень Большой Телескоп) Европейской южной обсерватории, расположенной на горе Серро-Параналь (Чили) на высоте 2640 м. Стоит отметить и группу из двух 9,8-метровых телескопов "Кек" (Keck) на вершине Мауна-Кеа (4150 м, о. Гавайи). Каковы их возможности получать изображения экзопланет?

Можно надеяться, что с помощью телескопов VLT в ближайшие годы удастся получить изображения экзопланет в видимом диапазоне, а также в ближнем инфракрасном диапазоне, который располагается за красной границей видимого света (0,78 мкм) вплоть примерно до 5 мкм. Для решения этой задачи на каждом из телескопов VLT будет использована адаптивная оптика и коронограф. Но и это еще не всё: будет применена разностная техника, позволяющая вычитать одно изображение из другого, с тем чтобы подавить остаточный свет звезды, мешающий рассмотреть изображение планеты (подробности можно найти на веб-сайте VLT, указанном в Приложении). Эта методика позволит в течение одной ночи получить изображение экзопланеты на расстоянии в 15 св. лет. Речь идет о планете типа Юпитера, удаленной на 5 а.е. от звезды типа Солнца, и при этом – такой же старой. Учёт возраста важен, поскольку молодые планеты-гиганты очень горячие и яркие, что только облегчает возможность их наблюдения. Вероятно, доступной для обнаружения окажется планета-гигант вблизи звезды эпсилон Эридана, находящейся на расстоянии 10,5 св. лет от нас (гл. 11).

Один из телескопов группы "Кек" (Keck-2) уже снабжен камерой ближнего инфракрасного диапазона (NIRC2), которая, как и её предшественница (KCAM), способна зарегистрировать излучение молодых планет-гигантов возрастом не более 100 млн. лет. Столь юные планеты-гиганты обладают особо высокой светимостью в ближнем инфракрасном диапазоне. Например, планета с массой Юпитера, удалённая от своей звезды на 19 а.е., может быть замечена с расстояния около 200 св. лет. Для этого на телескопе Keck-2 используется адаптивная оптика и разностная методика под названием «нерезкая маска», позволяющая выделять точечный источник (планету) на фоне рассеянного света звезды. Уже были предприняты первые поиски «молодых Юпитеров», но ни одного пока не найдено.

Напомним – из уравнения (9.3) следует, что отношение сигнал/шум возрастает с ростом апертуры (при прочих равных условиях), из чего вытекает, что изображения менее ярких (или находящихся ближе к звезде) планет можно зарегистрировать с помощью телескопов значительно большего диаметра.

В США проектируется обсерватория с телескопом ELT (Extremely Large Telescope, Предельно большой телескоп) диаметром 20 – 30 м. А европейские астрономы задумали ещё более грандиозный инструмент: для Европейской южной обсерватории они спроектировали OWL (ОverWhelmingly Large telescope, Потрясающе большой телескоп) диаметром 100 м.

Рис 9.7

На рис. 9.7 показан предполагаемый вид этого монстра, строительство которого должно было начаться в 2004 г., продолжаться 10 лет и поглотить 900 млн. евро (в ценах 2002 г.). Удивительно, что такой телескоп стоит всего лишь в шесть раз дороже 8-метрового телескопа, хотя площадь его зеркала почти в 160 раз больше и превосходит общую площадь всех профессиональных оптических телескопов, использовавшихся в 2003 г. Относительно низкая стоимость OWL объясняется массовым производством: главное зеркало будет состоять не из цельного куска стекла, а из двух тысяч шестиуголных сегментов размером по 2 м. Такой подход уже применялся при создании телескопов Keck-1 и Keck-2 для обсерватории на Мауна-Кеа. Используя адаптивную оптику, телескоп OWL сможет получать изображения планет типа Юпитера с расстояния в несколько сотен световых лет и, возможно, даже планет типа Земли (размером с Землю и радиусом орбиты 1 а.е.) с расстояния в десятки световых лет. В наиболее благоприятных случаях мы сможем изучать такие планеты спектроскопически, то есть выяснять, благоприятны ли там условия для жизни, и даже – существуют ли биосферы. К этому вопросу мы вернёмся в гл. 12.

 

Космические телескопы

 

Запуск телескопа в космос снимает все проблемы, связанные с атмосферой Земли, которые для наземных инструментов удаётся решить лишь частично. Вероятно, лучшим среди космических инструментов следует признать Космический телескоп "Хаббл" (НАСА), получивший множество прекрасных снимков, часть из которых попала в эту книгу. К сожалению, при диаметре зеркала в 2,4 м, его возможности получать изображения экзопланет весьма ограничены. В 2013 г. НАСА планирует запустить на орбиту ещё более мощный оптический телескоп, который решено назвать в честь Джеймса Вебба (James Webb), раньше его называли Космическим телескопом следующего поколения. Имея зеркало диаметром 6 м и коронограф, он сможет получать изображения экзопланет в инфракрасном диапазоне. Ожидается, что при экспозиции в 3 часа он сможет увидеть планету типа Юпитера на расстоянии около 25 св. лет, а более яркие (т. е. более молодые и/или более крупные) планеты – ещё дальше. Некоторые из этих планет можно будет изучать даже спектроскопически.

Космический телескоп "Джеймс Вебб" не способен будет зафиксировать более мелкие планеты, типа Земли, но можно надеяться, что эта задача окажется по силам другому инструменту, создаваемому в лабораториях НАСА: аппарат TPF (Terrestrial Planet Finder, Искатель землеподобных планет) будет оснащен телескопом диаметром около 8 м, а также коронографом и другими устройствами, позволяющими уменьшить рассеяние света. В работе над этим проектом приходится решать сложнейшие технические проблемы.

Существует ещё один проект поиска землеподобных планет, альтернативный TPF, и НАСА должна сделать свой выбор в 2006 г. с тем, чтобы осуществить планируемый запуск в середине следующего десятилетия. Речь идет о гигантском космическом интерферометре.

 

Интерферометры

 

Принцип интерферометрии

Рис 9.8

 

Чтобы понять, как действует интерферометр, нужно вспомнить, что электромагнитное излучение имеет волновую природу, то есть распространяется в виде волны, причем в идеальном случае (колебание с одной длиной волны) это синусоидальная волна, как на рис. 9.8(а). Синусоиды на рисунке показывают напряженности электрического и магнитного полей этой волны в последовательных точках пространства в определенный момент времени. Векторы напряженности электрического и магнитного полей перпендикулярны друг к другу и к направлению распространения волны. Отрицательные и положительные значения синусоид соответствуют взаимно противоположным направлениям векторов. Регистрируя электромагнитную волну, мы обычно определяем её интенсивность, которая пропорциональна квадрату напряженности поля и поэтому всегда является положительной величиной. На рис. 9.8(б) показано распространение двух волн в фазе, то есть когда пики и впадины двух синусоид совпадают друг с другом, а на рис. 9.8(в) – в противофазе, когда пики одного колебания совпадают с впадинами другого. На рисунках показаны колебания напряженности только электрического поля, однако это не снижает общности наших рассуждений, поскольку пики и впадины магнитного поля в простой волне однозначно связаны с впадинам и пикам электрического, как показано на рис. 9.8(а). При совпадении фаз колебаний двух волн напряженности их полей складываются и, следовательно, амплитуда суммарной волны возрастает – волны усиливают друг друга. В обратном случае, когда колебания происходят в противофазе, поля вычитаются и амплитуда суммарной волны уменьшается, а при равенстве амплитуд исходных волн амплитуда суммарной волны вообще оказывается равной нулю.

Рис 9.9

На рис. 9.9 показан простой интерферометр, состоящий из двух одинаковых идеальных зеркал, каждое из которых строит изображение далекого объекта в фокальной плоскости. Если объект – звезда, то мы можем считать его просто точкой, поэтому (при отсутствии атмосферы или при действии адаптивной оптики с абсолютной эффективностью) каждое из зеркал создало бы изображение в виде дифракционно-ограниченной ФРТ. На рис. 9.9(а), внизу справа, она показана пунктирной огибающей, ширина которой пропорциональна 1/ d, где d – диаметр зеркала. Но если оба зеркала создают изображения звезды в одном месте на плоскости, то суммарное изображение изменяется. Если звезда лежит на оптической оси зеркал, то в центр плоскости световые волны приходят в фазе и усиливают друг друга. Для точек, удаленных от центра, путь от одного зеркала немного короче, чем от другого. Когда разница путей составляет половину длины волны (l/2), волны приходят в противофазе, поэтому они гасят друг друга, и на экране в этом месте получается тёмная полоса. То же будет и при разнице путей в 3l/2, 5l/2, и т. д. На экране возникают интерференционные полосы, показанные на рисунке под огибающей. Разность путей световых волн (а, значит, и ширина полос) пропорциональна 1/ D, где D – расстояние между зеркалами.

Преимущества интерферометрии становятся очевидными в тех случаях, когда наблюдаемый объект не точечный. Представим, что это звезда с планетой. В этом случае результирующий сигнал имеет вид, показанный на рис. 9.9(б), где горизонтальная шкала растянута для выявления деталей. Здесь мы видим две системы интерференционных полос: одна от звезды, другая от планеты. Полосы от планеты имеют меньшую интенсивность, чем полосы от звезды, (в действительности они гораздо слабее, чем на рисунке) и несколько смещены в плоскости изображения по отношению к полосам звезды. Даже если каждый из телескопов в отдельности не обладает разрешающей способностью, достаточной для обнаружения планеты (т. е. имеет слишком широкую ФРТ), тем не менее, при совместной работе телескопов вполне можно различить интерференционные полосы. На рис. 9.9(б) максимумы полос от планеты располагаются вблизи минимумов полос от звезды, в результате чего общий контраст полос уменьшается. Варьируя расстояние между телескопами (D) и наблюдая изменения в контрастности полос, мы можем, в принципе, узнать о наличии планеты и даже измерить её расстояние от звезды. Важно, что мы получаем выигрыш в информации об источнике за счет величины D, которая существенно больше размера зеркал (d). Таким образом, разрешающая способность интерферометра оказывается значительно выше, чем у каждого из телескопов в отдельности. Тем не менее, нужно стремиться и к большому значению d, чтобы увеличить отношение сигнала к шуму.

Информация, получаемая от описанного выше интерферометра с двумя зеркалами, невелика. Мы можем улучшить конструкцию, используя набор зеркал, например, заполнив зеркалами окружность диаметром D, что возвращает нас к проектам предельно больших телескопов (ELT), о которых рассказано в разд. 9.4.1. Но, в принципе, пользуясь сравнительно небольшим числом зеркал малого размера, мы можем получить большую часть той информации, которую в будущем предоставят нам сверхбольшие телескопы. Платой за очевидную дешевизну интерферометров является время, необходимое для того, чтобы на основе интерференционной картины построить реальное изображение. Мы должны изменять относительное расположение зеркал таким образом, чтобы постепенно заполнить апертуру площадью

p(D /2)², а время накопления сигнала должно быть таким, чтобы число зарегистрированных фотонов соответствовало бы их числу, собранному ELT. Выполнить последнее условие особенно нелегко, поскольку наблюдения необходимо завершить, пока планета не сместилась на заметное расстояние. Обычно на практике пользуются ограниченным числом взаимных положений зеркал, так что воссозданное на основе интерференционных картин изображение звезды с планетой всегда будет расплывчатым. Однако по такому изображению можно будет догадаться о наличии планеты. Можно будет также измерить её расстояние (в проекции) от звезды и даже проследить за её орбитальным движением. Кроме того, анализируя спектр свечения планеты, можно будет узнать температуру и состав её атмосферы (гл. 12).