Россыпь звезд, будто подмигивающих наблюдателю, выглядит очень романтично. Но у астрономов это красивое мерцание вызывает вовсе не восхищение, а совершенно противоположные чувства. К счастью, есть способ исправить ситуацию.
Адаптивная оптика: как рассмотреть звёзды на небе?

Эксперимент, вдохнувший новую жизнь в науку о космосе, был выполнен не в знаменитой обсерватории и не на гигантском телескопе. Специалисты узнали о нем из статьи Successful Tests of Adaptive Optics, опубликованной в астрономическом журнале The Messenger в 1989 году. Там были представлены результаты испытаний электрооптической системы Come-On, предназначенной для корректировки атмосферных искажений света космических источников. Их провели с 12 по 23 октября на 152-см рефлекторе французской обсерватории OHP (Observatoire de Haute-Province). Система сработала настолько хорошо, что авторы начали статью утверждением, что «давняя мечта астрономов, работающих на наземных телескопах, наконец-то исполнилась благодаря созданию новой техники оптических наблюдений — адаптивной оптики».

А через несколько лет системы адаптивной оптики (АО) начали ставить на большие инструменты. В 1993 году ими оснастили 360-см телескоп Европейской южной обсерватории (ESO) в Чили, чуть позже — такой же инструмент на Гавайях, а затем и 8−10-метровые телескопы. Благодаря АО в наземные инструменты можно наблюдать светила в видимом свете с разрешающей способностью, которая была уделом лишь космического телескопа Hubble, а в инфракрасных лучах — даже с более высокой. Например, в очень полезном для астрономии участке ближней инфракрасной зоны с длиной волны 1 мкм Hubble обеспечивает разрешение в 110 угловых мс, а 8-метровые телескопы ESO — до 30? мс.

На самом деле, когда французские астрономы испытывали свою систему АО, в США уже существовали аналогичные устройства. Но создали их вовсе не для нужд астрономии. Заказчиком этих разработок был Пентагон.

Фото Глаза АО Сенсор Шека-Хартмана работает так: покинув оптическую систему телескопа, свет проходит сквозь решетку из небольших линз, направляющих его на ПЗС-матрицу. Если бы излучение космического источника или искусственной звезды распространялось в вакууме или в идеально спокойной атмосфере, то все мини-линзы фокусировали бы его строго в центре отведенных им пикселей. Из-за атмосферных завихрений точки схождения лучей «гуляют» по поверхности матрицы, и это позволяет реконструировать сами возмущения.

Когда воздух помеха

Если наблюдать в телескоп две звезды, расположенные на небосводе очень близко друг к другу, их изображения сольются в одну светящуюся точку. Минимальное угловое расстояние между такими звездами, обусловленное волновой природой света (дифракционный предел), — это и есть разрешающая способность прибора, и она прямо пропорциональна длине волны света и обратно пропорциональна диаметру (апертуре) телескопа. Так, для трехметрового рефлектора при наблюдениях в зеленом свете этот предел составляет около 40 угловых мс, а для 10-метрового — чуть больше 10 мс (под таким углом мелкая монета видна с расстояния 2000 км).

Однако эти оценки справедливы только для наблюдений в вакууме. В земной атмосфере постоянно возникают участки локальной турбулентности, которая несколько сотен раз в секунду изменяет плотность и температуру воздуха и, следовательно, его показатель преломления. Поэтому в атмосфере фронт световой волны от космического источника неминуемо расплывается. В результате реальная разрешающая способность обычных телескопов в лучшем случае составляет 0,5−1 угловую секунду и сильно не дотягивает до дифракционного предела.

Фото

Путеводные звезды

Представим себе прибор, который сотни раз в секунду анализирует прошедшие через телескоп световые волны на предмет выявления следов атмосферных завихрений и по этим данным изменяет форму деформируемого зеркала, помещенного в фокусе телескопа, чтобы нейтрализовать атмосферные помехи и в идеале сделать изображение объекта «вакуумным». В этом случае разрешающая способность телескопа ограничивается исключительно дифракционным пределом.

Однако есть одна тонкость. Обычно свет далеких звезд и галактик чересчур слаб для надежной реконструкции волнового фронта. Другое дело, если рядом с наблюдаемым объектом имеется яркий источник, лучи от которого идут к телескопу почти по такому же пути, — ими-то и можно воспользоваться для считывания атмосферных помех. Именно такую схему (в несколько урезанном виде) в 1989 году опробовали французские астрономы. Они выбрали несколько ярких звезд (Денеб, Капеллу и другие) и с помощью адаптивной оптики действительно улучшили качество их изображений при наблюдениях в инфракрасном свете. Вскоре такие системы, использующие звезды-маяки (guide stars) земного небосвода, начали применять на больших телескопах для реальных наблюдений.

Но ярких звезд на земном небе немного, так что эта методика пригодна для наблюдений всего лишь 10% небесной сферы. Но если природа не создала подходящее светило в нужном месте, можно создать искусственную звезду — с помощью лазера вызвать на большой высоте свечение атмосферы, которое станет опорным источником света для компенсирующей системы.

Этот метод в 1985 году предложили французские астрономы Рено Фуа и Антуан Лабейри. Примерно тогда же к аналогичным выводам пришли и их коллеги из США Эдвард Кибблуайт и Лэйрд Томсон. В середине 1990-х лазерные излучатели в паре с аппаратурой АО появились на телескопах средних размеров в Ликской обсерватории в США и в обсерватории Калар Альто в Испании. Однако этой технике понадобилось около десяти лет, чтобы она нашла применение на 8−10-метровых телескопах.

Кривые зеркала

Фото Исполнительный элемент системы адаптивной оптики — это деформируемое зеркало, изгибаемое с помощью пьезоэлектрических или электромеханических приводов (актуаторов) по командам системы управления, которая получает и анализирует данные об искажениях от датчиков волнового фронта.

Военный интерес

История адаптивной оптики имеет не только явную, но и тайную сторону. В январе 1958 года в Пентагоне учредили новую структуру, Управление перспективных оборонных исследовательских проектов — Advanced Research Projects Agency, ARPA (сейчас DARPA), ответственное за разработку технологий для новых поколений оружия. Это ведомство сыграло первостепенную роль в создании адаптивной оптики: для наблюдения за советскими орбитальными аппаратами требовались нечувствительные к атмосферным помехам телескопы с максимально высоким разрешением, а в перспективе рассматривалась задача создания лазерного оружия для уничтожения баллистических ракет.

В середине 1960-х под контролем ARPA была запущена программа изучения атмосферных возмущений и взаимодействия лазерного излучения с воздухом. Этим занимались в исследовательском центре RADC (Rome Air Development Center), расположенном на авиабазе Гриффис в штате Нью-Йорк. В качестве опорного источника света использовали мощные прожектора, установленные на пролетающих над полигоном бомбардировщиках, и это было столь впечатляющим, что испуганные жители порой обращались в полицию!

Весной 1973 года ARPA и RADC подрядили частную корпорацию Itec Optical Systems для участия в разработке приборов, компенсирующих рассеивание света под действием атмосферных возмущений, в рамках программы RTAC (Real-Time Atmospheric Compensation). Сотрудники Itec создали все три главных компонента АО — интерферометр для анализа возмущений светового фронта, деформируемое зеркало для их исправления и систему управления. Их первое зеркало двухдюймового диаметра было сделано из стекла, покрытого отражающей пленкой из алюминия. В опорную пластинку были встроены пьезоэлектрические актуаторы (21 штука), способные под действием электрических импульсов сокращаться и удлиняться на 10 мкм. Уже первые лабораторные тесты, проведенные в том же году, свидетельствовали об успехе. А следующим летом новая серия тестов продемонстрировала, что экспериментальная аппаратура может исправить лазерный луч уже на расстояниях в несколько сотен метров.

Эти чисто научные эксперименты еще не были засекречены. Однако в 1975 году была утверждена закрытая программа CIS (Compensating Imaging System) разработки АО в интересах Пентагона. В соответствии с ней были созданы более совершенные сенсоры волнового фронта и деформируемые зеркала с сотнями актуаторов. Эту аппаратуру установили на 1,6-метровом телескопе, расположенном на вершине горы Халеакала на гавайском острове Мауи. В июне 1982 года с ее помощью впервые удалось получить фотографии искусственного спутника Земли приемлемого качества.

С лазерным прицелом

Хоть эксперименты на Мауи продолжались еще несколько лет, центр разработки переместился в особую зону авиабазы Киртленд в штате Нью-Мексико, на секретный полигон Sandia Optical Range (SOR), где уже давно работали над лазерным оружием. В 1983 году группа под руководством Роберта Фьюгейта приступила к экспериментам, в ходе которых предстояло изучить лазерное сканирование неоднородностей атмосферы. Эту идею в 1981 году выдвинул американский физик Джулиус Фейнлейб, и теперь ее нужно было проверить на практике. Фейнлейб предложил использовать в системах АО упругое (рэлеевское) рассеяние квантов света на неоднородностях атмосферы. Некоторые из рассеянных фотонов возвращаются в точку, из которой ушли, и в соответствующем участке небосвода возникает характерное свечение почти точечного источника — искусственная звезда. Фьюгейт с коллегами регистрировали искажения волнового фронта отраженного излучения на пути к Земле и сравнивали их с аналогичными возмущениями звездного света, пришедшего с этого же участка небосвода. Возмущения оказались почти идентичными, что подтвердило возможность использования лазеров для решения задач АО.

Эти измерения не требовали сложной оптики — хватило простых зеркальных систем. Однако для более надежных результатов их надо было повторить на хорошем телескопе, который и был установлен на SOR в 1987 году. Фьюгейт с помощниками провели на нем эксперименты, в ходе которых и родилась адаптивная оптика с рукотворными звездами. В феврале 1992 года было получено первое значительно улучшенное изображение небесного тела — Бетельгейзе (самого яркого светила созвездия Ориона). Вскоре возможности метода продемонстрировали на фотографиях еще ряда звезд, колец Сатурна и других объектов.

Группа Фьюгейта зажигала искусственные звезды мощными лазерами на парах меди, генерировавшими 5000 импульсов в секунду. Столь высокая частота вспышек позволяет сканировать даже самые короткоживущие турбулентности. На смену интерферометрическим сенсорам волнового фронта пришел более совершенный сенсор Шека-Хартмана, изобретенный в начале 1970-х годов (кстати, тоже по заказу Пентагона). Зеркало с 241 актуатором, поставленное фирмой Itec, могло изменять форму 1664 раза в секунду.

Поднять повыше

Рэлеевское рассеяние довольно слабо, поэтому его возбуждают в диапазоне высот 10−20 км. Лучи от искусственной опорной звезды расходятся, в то время как лучи от гораздо более далекого космического источника строго параллельны. Поэтому их волновые фронты искажаются в турбулентном слое не совсем одинаково, что сказывается на качестве скорректированного изображения. Звезды-маяки лучше зажигать на большей высоте, но рэлеевский механизм здесь непригоден.

Эту проблему в 1982 году разрешил профессор Принстонского университета Уилл Харпер. Он предложил воспользоваться тем, что в мезосфере на высоте порядка 90 км много атомов натрия, скопившихся там из-за сгорания микрометеоритов. Харпер предложил возбуждать резонансное свечение этих атомов с помощью лазерных импульсов. Интенсивность такого свечения при равной мощности лазера на четыре порядка выше силы света при рэлеевском рассеянии. Это была только теория. Ее практическое воплощение стало возможным благодаря усилиям сотрудников Линкольновской лаборатории, расположенной на авиабазе Хэнском в штате Массачусетс. Летом 1988 года они получили первые снимки звезд, выполненные с помощью мезосферных маяков. Однако качество фотографий не было высоким, и реализация метода Харпера потребовала многолетней шлифовки. Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Первые сообщения о ней были сделаны в мае на конференции Американской астрономической ассоциации в Сиэтле. Вскоре последовали и журнальные публикации. Хотя американские военные продолжали заниматься адаптивной оптикой, рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Фото B 2013 году был успешно испытан уникальный прибор Gemini Planet Imager для фото- и спектрографирования экзопланет, предназначенный для восьмиметровых телескопов Gemini. Он позволяет с помощью АО наблюдать планеты, чья видимая яркость в миллионы раз меньше яркости звезд, вокруг которых они обращаются.

Великий уравнитель

«АО впервые дала возможность наземным телескопам получать данные о структуре очень далеких галактик, — говорит профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс из университета в Санта-Крус. — До наступления эры АО их можно было наблюдать в оптическом диапазоне лишь из космоса. Все наземные наблюдения движения звезд вблизи сверхмассивной черной дыры в центре Галактики ведутся также с помощью АО.

АО много дала и для изучения Солнечной системы. С ее помощью получена обширная информация о поясе астероидов — в частности, о двойных астероидных системах. АО обогатила знания об атмосферах планет Солнечной системы и их спутников. Благодаря ей вот уже лет пятнадцать ведутся наблюдения газовой оболочки Титана, самого большого спутника Сатурна, позволившие отследить суточные и сезонные изменения его атмосферы. Так что уже накоплен обширный массив данных о погодных условиях на внешних планетах и их сателлитах.

В определенном смысле адаптивная оптика уравняла возможности земной и космической астрономии. Благодаря этой технологии крупнейшие стационарные телескопы с их гигантскими зеркалами обеспечивают куда лучшее разрешение, чем «Хаббл» или еще не запущенный ИК-телескоп «Джеймс Уэбб». К тому же измерительные приборы для наземных обсерваторий не имеют жестких весовых и габаритных ограничений, которым подчинено проектирование космической аппаратуры. Так что вовсе не будет преувеличением сказать, — закончила профессор Макс, — что адаптивная оптика радикально преобразовала многие ветви современной науки о Вселенной».

Прощупывая атмосферу

Фото Ранее размеры корректируемых зон небосвода ограничивались клетками со стороной в 15 угловых мс. В марте 2007 года на одном из телескопов ESO была впервые опробована мультисопряженная адаптивная оптика (MCAO). Она прощупывает турбулентности на разных высотах, что позволило увеличить размер корректируемого поля зрения до двух и более угловых минут.

«В этом столетии возможности АО сильно расширились, — говорит «ПМ» профессор астрономии и астрофизики Клэр Макс, директор Центра адаптивной оптики Калифорнийского университета в Санта-Крус. — На больших телескопах установлены системы с двумя и тремя деформируемыми зеркалами, к числу которых относится и МСАО. Появились новые сенсоры волнового фронта и более мощные компьютерные программы. Созданы зеркала с микроэлектромеханическими актуаторами, позволяющими изменять форму отражающей поверхности лучше и быстрее, чем актуаторы на пьезоэлектриках. В последние годы разработаны и опробованы экспериментальные системы мультиобъектной адаптивной оптики (МОАО), с помощью которых можно одновременно отслеживать до десяти и более источников в поле зрения диаметром 5−10 угловых минут. Их установят на телескопах нового поколения, которые приступят к работе в следующем десятилетии».

Весной 1991 года Пентагон решил снять гриф секретности с большей части работ по адаптивной оптике. Рассекреченные результаты 1980-х годов стали достоянием астрономов.

Статья «Чтобы звезды не мерцали» опубликована в журнале «Популярная механика» (№9, Сентябрь 2015).