Вы здесь

Перспективы наземной оптической астрономии

 

Статья, опубликованная в 1974 году, содержит интересные факты из  истории наземной оптической астрономии.

Взгляд из современности на эту статью — в сообщении "История одного негласного соперничества".

 

Сведения об авторе:

Петр Владимирович Щеглов — астроном, доктор физико-математических наук, сотрудник Государствен­ного астрономического института имени П. К. Штерн­берга. Основная область исследований — практиче­ская астрофизика, в частности, применение элек­тронно-оптических преобразователей в астрономии и выбор мест для новых обсерваторий.

 

 

Я пишу эти строки, глядя на серебристую башню 6-метро­вого телескопа. Сверкающий на фоне синего неба и ослепи­тельно белого снега купол превосходит по величине концерт­ный зал средних размеров. Кроме телескопа, в башне уста­новлено множество вспомогательных устройств: вычислительные машины, измерительные приборы, вентиляционные уста­новки. Не забыты мастерская, кинозал и небольшая гостиница, в которой наблюдатель сможет отдохнуть после работы. Сам телескоп принадлежит к уникальным сооружениям нашей эпохи: при размерах и весе, сравнимых с крупной гидротурбиной, точность движения его механических частей измеряется микронами. Большой коллектив астрономов, физиков, специалистов по механическим устройствам и электронным приборам прилагает свои усилия к тому, чтобы сделать работу нового телескопа, установленного вблизи станицы Зеленчукской на Северном Кавказе, как можно более эффективной. Изготовление механических и оптических деталей этого гигантского устройства — важный этап в развитии целых отраслей промышленности.

6-метровый телескоп — крупнейший среди целой плеяды новых астрономических инструментов, входящих в настоящее время в строй в горных районах самых разных уголков земного шара: от Австралии до Чили, от Кавказа до Гавайских островов. Наземная оптическая астрономия переживает сейчас эпоху бурного подъема. В телескопы современного поколения вкладываются довольно значительные (по понятиям астрономов) средства и не поддающееся учету количество энтузиазма, мастерства, терпения и изобретательности.

Строящиеся телескопы, безусловно, позволят получить неизвестные ныне фундаментальные научные результаты. Во всяком случае так было всегда при появлении нового хорошего телескопа, обслуживаемого компетентным и квалифицированным астрономическим коллективом. Современный период развития астрофизики является тому примером.

Посмотрим теперь, почему именно на крупных рефлекторах получаются фундаментальные результаты современной астрофизики. Для этого нам придется углубиться в историю почти столетней давности.

В 1879 г. под руководством Коммона — одного из видных оптиков того времени — в Англии было изготовлено вогнутое параболическое зеркало диаметром 90 см (36 дюймов). Оно отличалось от зеркал старых мастеров (Шорта, Гершеля и Росса) тем, что было изготовлено не из зеркальной бронзы, а из стекла1. Применение  стекла  в   качестве  материала  для зеркала позволило обрабатывать его поверхность значительно точнее.

Коммон ввел в изготовление зеркал, выражаясь терминами наших дней, научный подход: он сумел проконтролировать форму получающейся в результате полировки оптической поверхности количественным образом. (Некоторые из разработанных им методов контроля применяются оптиками и в наше время.) В результате качество зеркала оказалось достаточно высоким: разрешающая способность была 0,5 угловой секунды2. Изготовленное и исследованное 90-сантиметровое зеркало было смонтировано на соответствующей установке.

В 1885 г. Коммон продал телескоп состоятельному любителю астрономии Кросслею, который установил его в Галифаксе, в самом центре Англии. Однако туманный климат Британских островов не способствовал успеху астрономических наблюдений, и в 1894 г. в научной периодике появляется объявление, в котором Кросслей предлагает 90-сантиметровый телескоп для продажи. На это сообщение быстро откликнулась недавно построенная в Калифорнии Ликская обсерватория, желавшая приобрести новомодный инструмент. Хотя в то время основным телескопом для астрофизических исследований считался крупный рефрактор (линзовый телескоп), существовавшее до этого предубеждение против рефлекторов уже начало уменьшаться. Но у обсерватории не было денег, и ее предприимчивый директор уговорил Кросслея подарить инструмент. Согласие на это было получено, но не было денег и на перевозку. Нужную сумму пришлось собрать по подписке.

В 1895 г. рефлектор, получивший имя Кросслеевского, был установлен в Ликской обсерватории и после некоторой модернизации механической части начал работать. Первые же результаты, полученные на новом рефлекторе, обратили на себя внимание и оказали стимулирующее влияние на строительство более совершенных телескопов.

90-сантиметровым телескоп был первым более или менее крупным телескопом хорошего качества, на котором начались фотографические исследования слабых объектов. Число галактик (расстояние до них в то время еще не было известно), которые могли быть сфотографированы на всем небе с помощью этого телескопа, оказалось по оценке одного из астрономов того времени равным 120.000. Впервые была осознана громадность их количества. У некоторых, наиболее крупных галактик, видных с «ребра», была обнаружена экваториальная полоса темного поглощающего вещества, что имело большое значение для понимания процессов поглощения света в межзвездном пространстве. Кросслеевский рефлектор позволил обнаружить выброс из ядра галактики Месье 87, споры о природе которого продолжают волновать теоретиков и в наши дни.

Интересна научная атмосфера, создавшаяся вокруг нового телескопа. Обсерваторский фольклор сохранил подробности первых лет работы на Кросслеевском рефлекторе. В коллективе, его обслуживающем, господствовала обстановка максимализма: плохо сфокусированные или недостаточно хорошо проявленные снимки считались непростительной ошибкой. Некоторые наиболее критически настроенные астрономы утром прокрадывались в фотолабораторию, где сушились негативы предыдущей ночи, чтобы получить независимое суждение о качестве работы своего коллеги, который в это время мирно отдыхал после наблюдений. Вокруг недостаточно искусных наблюдателей создавался климат нетерпимости, побуждавший их выжимать из инструмента все, на что он способен.

При такой постановке дела следующий телескоп должен был по всем параметрам превосходить существующий. И такой телескоп появился на только что основанной в окрестностях Лос-Анджелеса новой обсерватории Маунт-Вильсон, предназначавшийся первоначально для солнечных исследований. Это был 1,5-метровый (60-дюймовый) параболический рефлектор со стеклянным зеркалом высокого качества. Его разрешение при благоприятных атмосферных условиях приближалось к дифракционному, определяемому волновой природой света. Зеркало телескопа было изготовлено выдающимся оптиком того времени Дж. Ричи; он же спроектировал механические части монтировки. Технологические приемы, разработанные при изготовлении 60-дюймового телескопа, использовались и впоследствии, в частности, для зеркала 5-метрового рефлектора.

Ричи был весьма искусным экспериментатором. Изготовив телескоп, он начал на нем наблюдать,  стремясь достигнуть максимальной четкости снимка и, следовательно, регистрации сколь возможно слабых звезд. Хорошие снимки в те времена, да, впрочем, и сейчас, требовали для своего получения большого искусства. Экспозиции на 60-дюймовике  на  несовершенных фотопластинках начала века достигали 10 — 15 часов.  Каждые полтора  часа Ричи вынимал кассету и заново фокусировал телескоп (из-за остывания зеркала фокус постепенно менялся). Днем зеркало охлаждали с помощью специального холодильника, что было в 1910 г. известным новшеством, а башню закрывали брезентовым балдахином для того, чтобы не дать телескопу нагреться. Дрожание изображения компенсировалось смещением кассеты: путем длительной тренировки Ричи удавалось выполнять до четырех коррекций в секунду каждой рукой. Имелся тренажер, на котором он днем совершенствовал свое искусство. В зубах наблюдатель держал электроконтакт, который позволял быстро закрыть затвор кассеты в момент ухудшения изображений. Однажды наблюдатель, проработав таким образом целую ночь, обнаружил, что кассета не была заряжена...

Все эти ухищрения принесли свои плоды. На снимках туманности Андромеды, полученных Ричи в 1910 г., мы можем отождествить переменные звезды (цефеиды), открытые позже с помощью 2,5- и 5-метровых телескопов. Если бы в это время была получена серия снимков, переменные звезды в других галактиках можно было обнаружить уже тогда. Это дало бы возможность доказать, что спиральные туманности — самостоятельные галактики. Но это произошло десятью годами позже.

На полученных с помощью 60-дюймового телескопа снимках туманностей М31 и МЗЗ впервые оказались заметны отдельные звезды. Между 1910 и 1920 гг. появились серьезные основания считать, что эти туманности являются обширными самостоятельными звездными системами. Если говорить о числах, то 60-дюймовик регистрировал на пределе чувствительности и при соблюдении всех упомянутых выше предосторожностей звезды 21,5 звездной величины3. Такая звезда слабее хорошо известной нам Веги — ярчайшей звезды северного неба — в 4х108 раз.

В 1917 г. на 60-дюймовом телескопе была открыта сверхновая4 во внегалактической туманности NGC6946, которую сочли Новой (расстояние до туманности не было известно), и две новых в туманности Андромеды. Эти наблюдения явились дополнительным аргументом в пользу того, что наблюдаемые галактики действительно не принадлежат нашей звездной системе.

Таким образом, 60-дюймовый рефлектор сильно приблизил астрономию к решению одного из своих фундаментальных вопросов — определения шкалы метагалактических расстояний. Кроме того, этот телескоп, как и его предшественник, стимулировал создание новых более мощных инструментов.

За 60-дюймовым телескопом обсерватории Маунт-Вильсон последовал 100-дюймовый (2,5-метровый), также изготовленный Ричи. Он вступил в строй в 1918 г. и оказался заметно эффективнее в том смысле, что предельная звездная величина 60-дюймового рефлектора получалась на нем без особых ухищрений с экспозициями порядка часа (здесь сыграл также роль прогресс фотографических материалов), причем, наблюдателем мог быть обычный астроном, не очень искушенный в тонкостях обращения с астрономическими инструментами. 100-дюймовый телескоп был установлен близ 60-дюймового, работали на нем те же астрономы, и проблематика его оказалась продолжением и развитием начатых на 60-дюймовом инструменте исследований.

Результаты не заставили себя ждать. Осенью 1923 г. в туманности Андромеды была открыта первая цефеида, вскоре их число увеличилось до десятка в туманностях М31, М33, и NGC 6822. По кривым блеска было установлено, что это такие же переменные звезды, какие наблюдаются в нашем Млечном Пути, и зависимость «период-светимость» тут же дала расстояние до них. По размерам спиральные туманности оказались сравнимыми с нашей Галактикой, а расстояния до них на порядок превосходили размеры Млечного Пути. Спор о том, где находятся «слабые туманности», был окончен.

Вопрос о том, имеется ли зависимость скорости движения внегалактических туманностей от расстояния до них, уже поднимался, но наблюдательный материал в то время был невелик. В 1929 г. было известно (по цефеидам и ярчайшим звездам, которые примерно на три звездные величины превосходят ярчайшие цефеиды) расстояние до 18 внегалактических туманностей. Таким образом, лишь появление крупных телескопов позволило определить расстояние до внегалактических туманностей. Получение их спектров оказалось значительно более простой задачей. Они были сфотографированы на сравнительно небольшом рефракторе. Сопоставление данных позволило обнаружить факт красного смещения, установив известный ныне закон Хаббла.

От чего же зависит эффективность крупного телескопа при фотографировании и спектрографировании небесных объектов?

Одной из важнейших задач практической астрофизики является наблюдение предельно слабых объектов. Каждый телескоп может уверенно регистрировать небесные объекты до определенной звездной величины, и именно этот предел характеризует его эффективность. Интересно выяснить, как зависит эта эффективность от диаметра телескопа, его фокусного расстояния, чувствительности фотопластинки, времени экспонирования и атмосферных факторов. В качестве отправного пункта наших рассуждений заметим, что 5-метровый телескоп, установленный на горе Паломар в США, регистрирует на современных фотопластинках звезды 23-й величины при неплохих атмосферных условиях за 30 минут. Подобный снимок перекрывает рекорды Ричи примерно вчетверо.

Каким образом можно улучшить проницающую силу телескопа? Первая мысль, которая появляется у астронома, — это увеличение экспозиции. Действительно, ради рекордного снимка или спектра не жаль потратить несколько ночей работы крупного телескопа. Но, к сожалению, это неосуществимо.

Дело в том, что астрономический негатив, полученный на 5-метровом телескопе с 30-минутной экспозицией, выглядит как не очень сильно, но равномерно засвеченный снимок, на котором видны звезды, туманности и галактики. Ночное небо, на фоне которого мы их наблюдаем, совсем не черное: оно имеет вполне измеримую яркость. Поэтому, если мы увеличим экспозицию, снимок окажется передержанным, и мы ничего на нем не увидим.

Следующая мысль, которая появляется у астронома, желающего проникнуть в глубины Вселенной, такова: нельзя ли увеличить фокусное расстояние телескопа таким образом, чтобы при данном диаметре его светосила уменьшилась (ведь диафрагмируем же мы объектив нашего фотоаппарата, если пейзаж освещен слишком ярко!). При этом фон неба начнет мешать при значительно больших экспозициях, и мы сможем обнаружить значительно более слабые звезды. Однако сильно увеличивать фокусное расстояние нельзя, так как изображение звезды окажется размытым из-за атмосферных помех.

Теория и опыт работы на крупных телескопах показали, что решающим фактором, определяющим эффективность телескопа при наблюдении предельно слабых объектов, является увеличение отношения диаметра зеркала телескопа к размеру даваемого им изображения звезды. (Современный телескоп должен быть крупным — это не вызывает сомнений: пяти- и шестиметровый калибр флагманов наземной оптической астрономии является этому свидетельством. Но размеры телескопа ни в коей мере не умаляют значения качества оптической системы инструмента.) Менее важными, но все же ощутимыми являются время экспозиции и яркость фона свечения ночного неба, о которых мы говорили выше. Все эти факторы нужно оптимизировать. Экспериментатор может до определенных пределов увеличить экспозицию. Что касается фона неба, естественно, возникает мысль: нельзя ли радикально уменьшить его, вынося телескоп на орбиту спутника Земли или на Луну — современная техника в силах это осуществить. Ответ дают измерения фона свечения ночного неба, выполненные с поверхности Земли и с космических аппаратов5.

Теория и эксперимент говорят нам, что при уменьшении фона ночного неба в 3 раза проницающая сила телескопа увеличится, лишь примерно в 1,7 раза. Поэтому наблюдать слабые объекты в видимой области спектра с орбитальных станций нецелесообразно. Лучше направить усилия внеатмосферной астрономии на спектральные области, невидимые с поверхности Земли: здесь у орбитального телескопа конкурентов нет.

Наконец, на эффективность работы телескопа существеннейшим образом влияют атмосферные помехи.

Теперь несколько слов об изготовлении современных крупных высококачественных оптических систем для астрономических наблюдений.

Прежде чем начать изготовление телескопа, современные астрономы рассчитывают его оптическую систему. Геометрическая оптика позволяет с высокой точностью определить свойства оптической системы, интересующие астронома, в первую очередь светосилу, качество изображения и поле зрения (широкоугольность) конструируемой системы. Математические расчеты покажут, с какой точностью должны быть изготовлены детали оптической системы телескопа и каким образом точность их изготовления должна быть проверена.

В настоящее время для расчетов оптических систем крупных телескопов широко применяются ЭВМ, роль которых в изготовлении телескопов (да и в их использовании) будет неуклонно возрастать. Они позволяют проанализировать множество вариантов оптической системы, выбирая не только наилучший с точки зрения астронома, но и обращая внимание на трудности его технического осуществления. Дело в том, что изготовление крупной астрономической оптики остается своего рода искусством, и каждый занимающийся им должен знать границу между возможным и невозможным. Поэтому недостаточно математически рассчитать тот или иной вариант оптики телескопа — нужно убедиться в том, что он осуществим технологически.

В результаты расчета оптической системы должны войти данные о допустимой ее расцентрировке: ведь телескоп следит за звездами в их суточном движении, угол между его трубой и вертикалью меняется, и, следовательно, меняется, как говорят, гнутие трубы и взаимное расположение оптических деталей. Кроме того, математики берут на себя расчет конструкции рамы, добиваясь, чтобы ее гнутие не выходило за пределы ими же найденных допусков. И, наконец, очень важным является расчет разгрузок зеркал телескопа — сложной системы рычагов и воздушных подушек, «нейтрализующих» вес зеркала при любом положении телескопа на 99,9%. Если разгрузочные приспособления будут работать недостаточно точно, форма поверхности зеркала окажется искаженной.

Таков вкратце характер математического обеспечения изготовления современного телескопа. Однако не следует думать, что компьютер решает все проблемы расчета оптической и механической систем телескопа и что создание современного высококачественного рефлектора без него невозможно. Геометрическая оптика, зародившаяся в своем современном виде еще при Галилее, даже 100 лет назад была достаточно высоко развитой наукой, чтобы снабдить астрономов идеями, которые можно было воплотить в высококачественные телескопы. В XIX веке, когда основным инструментом астронома был рефрактор, математики класса Клеро и Эйлера не гнушались делать расчеты линзовых объективов, стремясь уменьшить их ошибки и увеличить поле зрения. Основные идеи, осуществляемые в настоящее время при строительстве рефлекторов, были сформулированы в первой четверти нашего века К. Шварцшильдом, А. Кретьеном и Д. Д. Максутовым, и то, что они оказались воплощенными в реальные конструкции лишь в наши дни, можно объяснить лишь известной психологической инертностью астрономической общественности.

Каковы же основные оптические идеи, используемые в современной практической астрофизике? С помощью какой комбинации зеркал и линз можно собрать в точку минимального диаметра свет звезды и обеспечить при этом максимальную широкоугольность? Насколько трудны эти системы в изготовлении?

Как мы уже видели выше, первыми рефлекторами были параболические. (До самого последнего времени параболические телескопы были практически единственным типом рефлекторов, на которых наземная оптическая астрономия получала обильный наблюдательный материал.) Действительно, лишь зеркало в виде параболоида вращения может собрать параллельный пучок света от звезды в точку. Качество параболического зеркала можно в принципе проконтролировать по звездам, хотя, как заметил Д. Д. Максутов, звезды светят ночью, а оптики работают днем, да и атмосферные помехи в том месте, где полируется зеркало, могут оказаться весьма значительными. Правда, параболоид можно проверить при изготовлении с помощью плоского зеркала.

Основной недостаток параболических рефлекторов — небольшой размер их рабочего поля6, которое даже при использовании специальных линзовых корректирующих систем вблизи фокуса не превосходит у крупных рефлекторов диаметра лунного диска.

Радикальный выход из создавшегося положения был предложен в 20-х годах. Если сделать главное зеркало вогнутым гиперболоидом вращения, то с помощью еще одного гиперболоида — выпуклого — можно построить практически идеальные изображения на поле, превосходящем по площади поле параболического рефлектора в десятки раз. Примерно в это же время замечательный советский оптик Д. Д. Максутов предложил аналогичную систему из двух эллиптических зеркал, гораздо более легких в изготовлении.

Эти системы, которые часто называют апланатическими, стали входить в практику астрономических исследований сравнительно недавно, когда удалось преодолеть предубеждение против гиперболической формы главного зеркала (ведь оно одно не дает хорошего изображения звезды), а главное — разработать универсальную методику контроля формы поверхности зеркала. Одним словом, новые идеи построения оптических систем в сочетании с их разработкой на ЭВМ позволяют (и это очень важно с точки зрения перспектив развития оптической астрономии) увеличить поле крупных рефлекторов в десятки раз по сравнению с их предшественниками. Для некоторых задач, например для поиска переменных звезд в других галактиках, это эквивалентно удесятерению эффективности телескопа.

Не меньшую роль, чем расчет, играет и его практическое осуществление. Если мы зайдем в оптическую мастерскую современной астрофизической обсерватории, то увидим картину, не сильно отличающуюся для непосвященного от фотографий начала века, с которых авторы зеркал первых телескопов современной астрофизики гордо взирают на зрителя на фоне своего детища. Так же, как 50 лет назад, круглый шлифовальник, близкий по диаметру к зеркалу, движется по вращающейся поверхности обрабатываемого стеклянного блока довольно хитроумным образом, а оптики неторопливо посыпают зеркало тем или иным шлифовальным порошком.

Однако сходство здесь лишь внешнее. Современный оптик значительно лучше оснащен высокоточной контрольной аппаратурой и использует гораздо более совершенные материалы для зеркал. В результате астрооптики наших дней способны создавать зеркала, которые по трудности изготовления были бы совершенно недоступны их предшественникам, работавшим в начале века. Трудность изготовления астрономического зеркала характеризуется отклонением его поверхности от сферы. И чем больше это отклонение, называемое асферикой, тем труднее изготовить зеркало: если асферика 60-дюймового зеркала, изготовленного Ричи в 1908 г., не превосходила 10 микрон, то современные оптики справляются с изготовлением гиперболических зеркал с асферикой в 250 микрон, причем в каждой точке зеркала величина асферики отклоняется от расчетной, менее чем на 1/20 микрона.

Важную роль в разработке современных телескопов играет переход на новые материалы для изготовления зеркал. Зеркало крупного телескопа представляет собой огромный кусок стекла (или кварца), вес которого может доходить до нескольких десятков тонн. Так как температура в башне, где установлен телескоп, меняется, зеркало во время наблюдения деформируется: оно не может мгновенно прогреться или остыть. Поэтому переход к материалам с меньшим коэффициентом теплового расширения улучшает поведение телескопа при его работе. В 30-е годы на смену стеклу в качестве материала для крупных астрономических зеркал пришел пирекс, коэффициент расширения которого примерно в 2 разе меньше, чем у стекла. В послевоенные годы появился плавленый кварц и, наконец, ситалл — особым образом закристаллизованное стекло. У этого последнего материала коэффициент термического расширения настолько мал, что его трудно измерить: он в сотни раз меньше, чем у стекла, из которого изготовлены зеркала рефлекторов, упоминавшихся в начале этой статьи. Обрабатывать с высокой точностью зеркала из таких материалов легче, так как они меньше деформируются от нагрева при полировке. Применение новых материалов для оптических систем оказалось весьма важным и, по-видимому, необходимым шагом при создании современных телескопов.

И все же изготовление крупной астрономической оптики остается весьма трудной задачей, граничащей с искусством. Если стоимость телескопа пропорциональна примерно квадрату его диаметра, то трудность его изготовления растет при удвоении диаметра значительно больше чем в 4 раза. Поэтому опытный коллектив телескопостроителей редко идет на то, чтобы их детище превышало по диаметру своего предшественника более чем в 2 раза. Наиболее распространенный вариант крупного современного рефлектора — высококачественная система типа Ричи-Кретьена диаметром 3,5 — 4 метра с оптическими деталями из кварца или ситалла. Оптика этих телескопов должна быть значительно лучше, чем у Паломарского 5-метрового, который имеет зеркало, дающее изображения диаметром примерно 0",35. Судя по опубликованным данным, современные рефлекторы окажутся способными построить изображение не хуже 0",1. Изготовление подобной оптической системы занимает несколько лет.

Однако телескоп состоит не только из оптической системы. Высокоточная конструкция, воплощающая многие достижения современного машиностроения, позволяет направить оптическую ось телескопа на выбранный астрономом небесный объект и сопровождать его в суточном движении по небу. Для нужд астрономии разрабатывают и изготавливают специальные высококачественные фотопластинки, предназначенные для  фотографирования  с  большими  экспозициями (обычные фотоэмульсии для таких снимков не годятся). Современный телескоп оснащен целой гаммой электронных устройств — от электронно-оптических преобразователей до работающих в реальном времени ЭВМ. Во многих случаях серийная аппаратура, применяемая для других целей, не удовлетворяет требованиям астрофизики, и приходится разрабатывать новые уникальные по чувствительности приборы. За последние два десятилетия наиболее совершенные астрономические приемники изображения для видимой области спектра стали близки по своим характеристикам к пределу, обусловленному квантовой природой света. На вспомогательное оборудование (в основном электронное) современного крупного телескопа уходит 10 — 15% его стоимости. Эффективность телескопа в значительной степени определяется совершенством приемной аппаратуры, поэтому экономить на ней считается недопустимым.

Как уже говорилось, для успешной работы телескопа его надо установить в месте с благоприятными для астрономических наблюдений атмосферными условиями. Этим вопросом занимается один из важнейших разделов практической астрофизики, находящийся на стыке метеорологии, физики атмосферы и инструментальной оптики, — исследование астроклимата.

Не останавливаясь на интереснейшей и драматичной истории астроклиматических исследований, заметим лишь, что они могут принести весьма и весьма ощутимый материальный эффект. И, действительно, затраты на проведение серьезного комплекса подобных работ редко превышают 2 — 3% стоимости крупного телескопа, результаты же их могут повысить его эффективность буквально в десятки раз. Иногда выигрыш даже не может быть оценен материально, так как телескоп, установленный в хорошем пункте, оказывается способным решать такие задачи, перед которыми он был бы бессилен в месте, где изображения были бы плохими.

При строительстве обсерваторий уже давно учитывают астроклиматические условия. Так, при выборе расположения Ликской обсерватории (той, на которой позже был установлен Кросслеевский рефлектор) с помощью небольшого телескопа наблюдали двойные звезды. Астроном, делавший эти наблюдения, заявил, что изображения на исследуемой вершине оказались значительно более четкими, чем на обсерваториях, построенных в равнинной местности. Обсерваторию Маунт-Вильсон выбирали для наблюдений Солнца, но и звездные изображения оказались на ней достаточно хорошими, хотя поведение дневной атмосферы очень сильно отличается от того, что происходит ночью. Немалую роль сыграл, по-видимому, при выборе места для этих обсерваторий и эмоциональный фактор: видеть телескоп как можно ближе к звездам.

Астроклиматические исследования вообще несут в себе заметный оттенок личного участия многих людей: с одной стороны, всякому наблюдающему астроному небезразлично, где будет находиться новая обсерватория, сколько на ней будет ясной погоды и какие изображения можно ожидать — ведь ему придется работать на ней многие годы, с другой — поиски места, к сожалению, относятся к той области практической астрофизики, которая кажется ясной и понятной почти каждому астроному — ведь судим же мы об изменениях погоды!

Хорошие места для установки крупных инструментов ищут в настоящее время исключительно в горах, на высоте от 2 до 3 тысяч метров над уровнем моря. Вкратце требования к пункту установки телескопа формулируются следующим образом: хорошие изображения можно ожидать на изолированной вершине с большим количеством ясной погоды и слабым ветром. Эта концепция, получившая название концепции изолированной вершины, имеет в настоящее время всеобщее распространение. Наиболее перспективные районы в этом смысле: предгорья Чили, Калифорния, Южная Африка и особенно наша Средняя Азия — Южный Узбекистан и Таджикистан, не имеющие себе равных по спокойствию атмосферы.

Не следует, однако, думать, что правильная астроклиматическая методика решает все проблемы, связанные с получением высокого углового разрешения с поверхности Земли. Исследователи астроклимата довольно давно научились выбирать пункты с хорошим качеством изображения и высоту башни, в которой на этом пункте должен быть установлен крупный телескоп7. Но дело в том, что качество изображения в телескопе, установленном по их рекомендациям, всегда оказывается значительно хуже, чем полученные при поисках места данные.

При исследовании астроклимата температурный и ветровой режим на вершине горы практически не искажается, так как телескоп для выбора места имеет небольшие размеры и массу. Когда же в выбранной точке строят башню телескопа, она заметно искажает обтекание вершины ветром, согревает окружающий воздух теплом, выделяемым электрооборудованием телескопа, или наоборот — охлаждает в результате соприкосновения с сильно остывающей ночью обшивкой купола. Многие астрофизики уже поняли создавшееся положение и начали исследования по уменьшению теплового и аэродинамического воздействия башни на окружающую атмосферу. Постановка вопроса здесь ясна и не вызывает сомнения: в ближайшие годы будут найдены эффективные меры по термо- и аэродинамическому согласованию башен современных телескопов с атмосферой. Результатом явится увеличение проницающей силы инструментов в несколько раз.

Что же можно сказать в настоящее время о величине мешающего влияния земной атмосферы? В научной и популярной литературе и сейчас довольно часто можно встретить утверждения, сводящиеся к тому, что с поверхности Земли невозможно разглядеть ничего мельче одной секунды дуги. Однако всякий наблюдающий астроном знает, что даже на существующих обсерваториях, большинство которых было построено без серьезного выбора места или с выбором по ошибочной методике, порой наблюдаются изображения, значительно лучше 0",5, что еще 1920 г. на обсерватории Маунт-Вильсон с помощью интерферометра были измерены угловые диаметры некоторых звезд, при разрешении значительно лучшем, чем 0",01 и, наконец, что по всем данным новые обсерватории должны иметь сотни часов в год с изображениями, лучшими 0",5.

Еще более категорично ответит на этот вопрос астроном, занимающийся выбором мест для установки крупных телескопов. Его аппаратура, не искажающая атмосферу над изолированной вершиной, показывает заметную часть времени (несколько сот часов в год) изображения с искажениями, равными... нулю. Разумеется, нулю они не равны: они меньше порога чувствительности подобного рода приборов, который в настоящее время составляет 0",2 — 0′,3 Одним словом, мнение специалистов о возмущающем влиянии земной атмосферы очень оптимистично: после принятия ряда предосторожностей наземные оптические телескопы смогут значительное время, исчисляемое сотнями часов в год, работать с разрешением, лучшим 0",5.

Таким образом, создание высококачественных широкоугольных телескопов с современной приемной аппаратурой и установка их в местах с хорошими атмосферными условиями явится основным фактором, который определит прогресс оптической астрономии в ближайшие десятилетия. А перспективы здесь весьма многообещающи. В течение 10 — 20 лет проницающая способность наземных телескопов улучшится на 5 — 8 звездных величин (минимально обнаружимая яркость звезды — уменьшится в 100 — 1000 раз) — примерно таков был прогресс на протяжении предыдущих 80 лет (от Кросслеевского рефлектора до 5-метрового Паломарского телескопа).

Вычислительная математика еще не сказала своего слова в наблюдательной астрофизике слабых объектов. А она предлагает астроному многие неожиданные возможности. Так, изображение может быть введено с помощью телевидения в память ЭВМ и накапливаться в течение практически сколь угодно продолжительного временного интервала. Таким образом можно получать экспозиции любой длительности и регистрировать астрономическое изображение без передержки. Более того, компьютер может суммировать в одной памяти изображения с нескольких различных телескопов, даже установленных в различных обсерваториях, делая подобную систему эквивалентной одному очень крупному телескопу. Высококачественные телескопы, расположенные на одной обсерватории, можно будет использовать совместно для получения сверхвысокого углового разрешения. В настоящее время уже рассматриваются аван-проекты подобных устройств, эквивалентных одиночному телескопу с диаметром порядка 100 метров. По-видимому, к концу века станут реальными наблюдения на новых телескопах с усовершенствованными электронными приемниками объектов приблизительно 30-й звездной величины, и тем самым, радиус доступной нашему исследованию части Вселенной расширится по крайней мере в 10 раз.

Сейчас трудно сказать, какие конкретно фундаментальные открытия принесет астрономам прогресс практической астрофизики, некоторые из аспектов которого мы затронули в этой статье. Ясно лишь, что уже имеющиеся данные говорят о начинающейся новой эре в развитии науки — эре, в которой одно из ведущих мест будет принадлежать астрофизике.

 

Из сборника:

Будущее науки. Международный ежегодник. Выпуск 7. М., «Знание», 1974.

 

  • 1. 3а несколько десятилетий до этого стеклянные параболические зеркала для нужд астрономии были изготовлены во Франции, но значительной роли в астрономии они не сыграли.
  • 2. Если на подобном телескопе наблюдать две звезды, отстоящие друг от друга на 0",5, то они окажутся разделенными; при меньшем расстоянии между изображениями звезд, скажем 0",2, подобный телескоп разделить их не сможет.
  • 3. Изменение блеска переменной звезды на одну звездную величину увеличивает или уменьшает ее блеск приблизительно в 2,5 раза. Или для двух звезд: одна звезда ярче или слабее другой на одну звездную величину, если первая из них ярче (или слабее) второй приблизительно в 2,5 раза.
  • 4. По сложившейся традиции названия объектов, находящихся в нашей Галактике, пишут с большой буквы s отличие от внегалактических объектов, например, Новые и новые, Сверхновые и сверхновые.
  • 5. В видимой области спектра земная атмосфера дает приблизительно 2/3 фона ночного неба (свечение атмосферы вызвано в основном химическими процессами на высотах от 100 до 250 км). Остальное приходится на внеатмосферное свечение, состоящее из суммарного излучения звезд Млечного Пути и Зодиакального света (рассеянного околосолнечным пылевым облаком излучения нашего дневного светила). Поэтому, наблюдая с борта искусственного спутника Земли, мы будем иметь фон неба, лишь втрое более слабый, чем с поверхности Земли.
  • 6. Размер рабочего поля определяется угловым расстоянием от оптической оси до направления, на котором оптическая система телескопа еще дает изображения достаточно хорошего качества.
  • 7. На изолированных вершинах практически все атмосферные искажения изображений небесных объектов возникают в сравнительно тонком (10 — 15 м) приземном слое.

Добавить комментарий

Plain text

  • HTML-теги не обрабатываются и показываются как обычный текст
  • Адреса страниц и электронной почты автоматически преобразуются в ссылки.
  • Строки и параграфы переносятся автоматически.
CAPTCHA
Этот вопрос задается для того, чтобы выяснить, являетесь ли Вы человеком или представляете из себя автоматическую спам-рассылку.