Разведка далеких планет

Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их жесткости. Как мы уже знаем, к концу XIX в. телескопы — рефракторы приблизились к своему пределу: с ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру. Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа: рефракторы Ликской (91 см) и Йерксской (102 см) обсерваторий — никогда не будут превзойдены, во всяком случае до тех пор, пока линзы делают из стекла, а сами телескопы располагаются на поверхности Земли, в условиях обычной силы тяжести.

Рис. 3.28. Принципиальная схема системы активной оптики, применяемой на Европейской южной обсерватории.

Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопам — рефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют пассивными. Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая система разгрузки. Она поддерживает зеркало снизу в нескольких точках так, что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту смотрит телескоп, а значит, чем более горизонтально расположено его главное зеркало, тем сильнее упираются в него снизу поддерживающие «пальцы», не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически это стало первым шагом к системе активной оптики.

Главная особенность современных астрономических систем активной оптики — электронная линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при необходимости исправлять его, управляя деформацией главного зеркала и перемещая вторичное зеркало телескопа. Контроль выполняется по изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого объекта и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектом (гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из множества небольших линз (например, 30x30 линз). Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС — камерой. Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта: по взаимному положению изображений, построенных каждой линзой, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются на интервалах в 20–30 секунд. По данным анализатора волнового фронта компьютер вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные механические домкраты (актюаторы), упирающиеся снизу с необходимым усилием в главное зеркало, а также слегка перемещающие вторичное зеркало.

Рис. 3.29. Оправа главного зеркала одного из телескопов VLT. Видны выступающие вверх «пальцы» 150 актюаторов, управляющих формой 8,2–метрового зеркала.

Рис. 3.30. Актюаторы главного зеркала VLT.

При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных телескопов главное зеркало либо относительно тонкое (например, при диаметре 8–9 м имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, у 10–метровых телескопов «Кек-1» и «Кек-2» главное зеркало составляют 36 гексагональных двухметровых пластин). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.

Рис. 3.31. Зеркало диаметром 8,3 м японского телескопа «Субару» в процессе монтажа.

Рис. 3.32. Телескоп «Субару» в башне на вершине Мауна-Кеа. При диаметре зеркала 8,3 м телескоп весит 500 т. Фокусное расстояние главного зеркала 15 м.

Рис. 3.33. Зеркало телескопа «Субару» в процессе тестирования (до алюминирования). Изготовлено оно из стекла ULE (ultralow thermal expansion glass). Обратите внимание на его малую толщину — всего 20 см. Вес зеркала 22,8 т. Его формой управляет 261 актюатор.