Крупнейшие телескопы: опыт создания и использования
В последнее десятилетие в мире реализованы или находятся а процессе разработки и создания более 30 проектов сверхбольших телескопов с зеркалами размером D8m и более. Такие телескопы открывают уникальные возможности: поиск и исследование новых планетных систем в окрестностях ближайших звезд, изучение орбит и масс двойных и кратных звездных систем и др. Особенно эффективно использование больших наземных телескопов для наблюдений слабых спутников планет и новых объектов Солнечной системы с астрометрической точностью – объекты пояса Койпера, транснептунные объекты, спутники больших планет и пр.
Рассмотрим некоторые уже созданные и работающие телескопы и комплексы, а также некоторые интересные проекты гигантских телескопов 30-м класса ELT и 100м супер-телескоп OWL, которые могут быть реализованы через 10 и более 20 лет.
Японский телескоп (SUBARU)
В табл. 1.3 приведены некоторые данные для одного из крупнейших телескопов мира – телескопа SUBARU (Национальная астрономическая обсерватория Японии), установленного в обсерватории Mauna Kea (Гавайские острова) на высоте 4200 метров, вместе с наилучшими астроклиматическими условиями (рис. 1.6, 1.7). Изготовление телескопа SUBARU) было начато в 1991 году и использованием самых новейших технологий и в 1998 году был «первый свет». Оптическая схема телескопа (менисковый кассегрен) с диаметром первичного зеркала 8.2 метра, толщиной 20 см и длиной первичного фокуса 15 метров. Механическая конструкция телескопа имеет альт-азимутальную монтировку, что определяет высокую жесткость при обзоре всей полусферы. Качество и стабильность поверхности первичного зеркала обеспечивается 261 разгрузочными активаторами, управляемыми компьютером.
Телескоп SUBARU оснащен 2048x4096 мкм [15мкм] ПЗС камерой, включающей мозаику из 10 матриц (эффективная площадь 15x12 см), которые смогут регистрировать объекты до 26.6m (V) с площадки небесной сферы размером 30′x24′ в первичном фокусе и 5′x4′ в кассегреновском фокусе. Кроме активной оптики телескоп снабжен также узлом адаптивной оптики, что обеспечивает предельное дифракционное разрешение, на уровне космического телескопа Хаббла (HST). Управление телескопом SUBARU обеспечивается наблюдателем в режиме удаленного доступа из любой обсерватории.
Основной задачей телескопа SUBARU является «глубокий» поиск и тщательное изучение слабых объектов Солнечной системы слабее 20m (астероиды, спутники,Сатурна, Юпитера), включая планетоподобные объекты с целью определения их положений, звездных величин в пяти цветах , наблюдения двойных звезд и т.п. По некоторым оценкам, ожидаемая точность определения положений наблюдаемых объектов посредством SUBARU, около ±10 mas.
Рис. 1.6 Общий вид расположения телескопов обсерватории Mauna Kea
(Гавайи, США)
Рис. 1.7 Общий вид телескопа SUBARU (обсерватория Mauna Kea, Гавайи, США)
Интерферометрическая связь больших наземных телескопов
Развитие волоконно-оптических средств связи привело к созданию интерферометрических комплексов, включающих большие телескопы с
диаметрами зеркал до 8 и более метров и базами до 200 метров (KIIA, VLTI и др.). Хотя главные задачи таких комплексов лежат в области астрофизических исследований, тем не менее в области позиционных определений для наземной астрометрии открываются уникальные возможности: поиск и исследование слабых спутников планет и новых объектов солнечной системы, новых планетных систем в окрестностях ближайших звезд, изучение отдельных звезд, двойных и кратных звездных систем и др.
Рис.1.8 Общий принцип действия двухэлементного оптического интерферометра
В основе определения координат посредством оптической интерферометрии лежит явление интерференции (сложения) световых волн при условии их когерентности (т.е. согласованности по амплитуде и фазе). Этот принцип был реализован в двухэлементном интерферометре Майкельсона, основные идеи которого в различных модификациях присутствуют в современных наземных (и космических) проектах. Для получения координат наблюдаемого обьекта (звезды) оптический интерферометр должен измерять угол между направлением на звезду и вектором базы (рис.1.8). Для получения второй координаты необходима другая база, различно ориентированная от первой.
Для определения угла между обьектом и базой (или между двумя. звездами) используется соотношение между задержкой d (положение интерференционных колец) и положением источника световых волн (обьектом): d = В S + c ,
где В - единичный вектор базы интерферометра, соединяющей два сидеростата - зеркала 1 и 2 - (определяет величину базы, ее ориентировку);
S- единичный вектор обьекта (определяет координаты); с - нуль-пункт линии задержки, т.е. постоянная, определяющая величину инструментальной задержки (ошибки оптического канала, метрологической лазерной системы, измерительных устройств и пр.); определяется, в основном, из посредством опытных измерений;d - величина задержки, измеряемая по положению центральной полосы (полосы нулевого порядка) интерферограммы и положению линии задержки (ЛЗ).
Для двухэлементного интерферометра с базой, горизонтально ориентированной по меридиану можно определить одну координату - склонение , из формулы:
d = ВSinZ + c, или с другой базой в первом вертикале можно определить прямое восхождение . Интерферометр с двумя и более базами может определять обе координаты наблюдаемого обьекта.
Принцип оптической интерометрии эффективно реализован на двух уникальных комплексах: 1) Keck I и Keck II обсерватории Mauna Kea (Гавайи, США), см. рис. 1.9, 2) Большой телескоп-интерферометр VLBI (рис.1.11).