Разведка далеких планет

проходя сквозь неоднородную атмосферу Земли, испытывают сильные искажения. Например, волновой фронт света, приходящего от далекой звезды (которую можно считать бесконечно удаленной точкой), на внешней границе атмосферы имеет идеально плоскую форму, но пройдя сквозь турбулентную воздушную оболочку и достигнув поверхности Земли, он становится похож на волнующуюся морскую поверхность. Это приводит к тому, что изображение звезды превращается из «точки» в непрерывно дрожащую и бурлящую кляксу. При наблюдении невооруженным глазом мы воспринимаем это как быстрое мигание и дрожание звезд, а при наблюдении в телескоп вместо «точечной» звезды видим дрожащее и переливающееся пятно; изображения близких друг к другу звезд сливаются и становятся неразличимы по отдельности; протяженные объекты — Луна и Солнце, планеты, туманности и галактики — теряют резкость, у них становятся неразличимыми мелкие детали. Обычно на фотографиях, полученных телескопами, угловой размер мельчайших деталей равен 2–3', на лучших обсерваториях он изредка составляет 0,5'. Следует иметь в виду, что при отсутствии атмосферных искажений телескоп с объективом диаметром в 1 м дает угловое разрешение около 0,1', а с объективом в 5 м — 0,02'. Фактически такое высокое качество изображения у обычных наземных телескопов никогда не реализуется из?за искажающего влияния атмосферы.

Пассивный метод борьбы с атмосферными искажениями заключается в том, что обсерватории строят на вершинах гор, обычно на высоте 2–3 км, выбирая при этом места с наиболее прозрачной и спокойной атмосферой. Но строить обсерватории и работать на высоте более 4,5 км практически невозможно. Поэтому даже на самых лучших высокогорных обсерваториях большая часть атмосферы располагается все же выше телескопа и существенно портит изображения.

Роль астронома — наблюдателя. Вообще говоря, задачу «получить изображение лучше, чем позволяет атмосфера», в астрономии решают разными средствами. Исторически, в эпоху визуальных наблюдений в телескоп, астрономы научились внимательно ловить моменты хорошего изображения. В силу случайного характера атмосферных искажений в некоторые мгновения эти искажения на короткое время становятся незначительными, и в изображении проявляются мелкие детали. Наиболее опытные и настойчивые наблюдатели часами караулили эти моменты и смогли таким образом зарисовать очень тонкие детали поверхности Луны и планет, а также обнаружить и измерить очень тесные двойные звезды. Но крайняя необъективность этого метода ярко проявилась в истории с марсианскими каналами: одни наблюдатели их видели, другие — нет.

Применение в астрономии фотопластинок позволило выявить множество новых объектов, недоступных глазу из?за их низкой яркости. Однако фотоэмульсия при слабой освещенности имеет очень малую чувствительность к свету, поэтому в начале XX в. при астрономическом фотографировании требовались многочасовые экспозиции. За это время атмосферное дрожание заметно снижает качество изображения по сравнению с визуальным. Некоторые астрономы пытались бороться с этим явлением, самостоятельно выполняя функции активной и отчасти адаптивной оптических систем. Так, американские астрономы Джеймс Килер (1857–1900) и Вальтер Бааде (1893–1960) регулировали во время экспозиции фокус телескопа, наблюдая с очень большим увеличением (около 3000 раз) форму комы звезды на краю поля зрения. А известный конструктор телескопов Джордж Ричи разработал особую фотокассету на подвижной платформе — так называемую «кассету Ричи», с помощью которой можно быстро выводить фотопластинку из фокуса телескопа, заменяя ее фокусировочным прибором (нож Фуко), а затем возвращать кассету точно в прежнее положение. Во время экспозиции Ричи несколько раз отодвигал кассету, когда чувствовал, что нужно поправить фокус. К тому же Ричи непрерывно наблюдал за качеством изображения и его положением в окуляр, размещенный рядом с кассетой, при этом он постоянно поправлял положение кассеты и научился быстро закрывать затвор, когда изображения становились плохими. Эта работа требовала от астронома очень высокого напряжения, но зато Ричи получил таким способом великолепные фотографии спиральных галактик, на которых впервые стали видны отдельные звезды; эти прекрасные снимки воспроизводились во всех учебниках XX в. Однако широкого применения кассета Ричи не получила ввиду большой сложности работы с ней.

Развитие фото- и видеотехники позволило быстро фиксировать изображение объекта в режиме киносъемки с последующим отбором наиболее удачных изображений. Были разработаны и более тонкие методы апостериорного анализа изображений, например, методы спекл-интерферометрии, позволяющие выявлять в размытом атмосферой пятне расположение и яркость объектов с заранее известными свойствами, таких как «точечные» звезды. Математические методы восстановления изображений также позволяют повышать контраст и выявлять мелкие детали. Но все эти методы неприменимы в процессе наблюдения.

Принципы адаптивной оптики. Запуск на орбиту в 1990 г. оптического телескопа «Хаббл» диаметром 2,4 м и его чрезвычайно эффективная работа в последующие годы доказали большие возможности телескопов, не обремененных атмосферными искажениями. Но высокая стоимость создания и эксплуатации космического телескопа заставила астрономов искать пути компенсации атмосферных помех у поверхности Земли. Появление быстродействующих компьютеров и, не в последнюю очередь, желание военных создать систему космического оружия с лазерами наземного базирования сделали актуальной работу по компенсации атмосферных искажений изображения в реальном времени. Система адаптивной оптики, выравнивая и стабилизируя фронт прошедшего сквозь атмосферу излучения, дает возможность не только получать в фокусе телескопа четкое изображение космического объекта, но и выводить с Земли в космос остро сфокусированный луч лазера. К счастью, военные устройства такого типа реализованы не были, но проделанная в этом направлении работа чрезвычайно помогла астрономам почти полностью реализовать теоретические параметры крупных телескопов по качеству изображения.

Обычно адаптивная система работает совместно с системой активной оптики, поддерживающей конструкцию и оптические элементы телескопа в идеальном состоянии. Действуя совместно, системы активной и адаптивной оптики приближают качество изображения к предельно высокому, определяемому принципиальными физическими эффектами (в основном дифракцией света на объективе телескопа).

В принципе системы активной и адаптивной оптики подобны друг другу. Обе они содержат три основных элемента: 1) анализатор изображения, 2) компьютер с программой, вырабатывающей сигналы коррекции, и 3) исполняющие механизмы, изменяющие оптическую систему телескопа так, чтобы изображение стало «идеальным». Количественное различие между этими системами состоит в том, что коррекцию недостатков самого телескопа (активная оптика) можно проводить сравнительно редко — с интервалом от нескольких секунд до 1 минуты, но исправлять помехи, вносимые атмосферой (адаптивная оптика), необходимо значительно чаще — от нескольких десятков до нескольких тысяч раз в секунду. Ясно, что с такой высокой частотой система адаптивной оптики не может изменять форму массивного главного зеркала телескопа и вынуждена управлять формой специального дополнительного легкого и мягкого зеркала, установленного у выходного зрачка телескопа

Реализация адаптивной оптики. Впервые на возможность коррекции атмосферных искажений изображения при помощи деформируемого зеркала указал в 1953 г. американский астроном Хорее Бэбкок (Babcock Н. W., 1912–2003). Для компенсации искажений он предложил использовать отражение света от масляной пленки, поверхность которой деформируется электростатическими силами. Тонкопленочные зеркала с электростатическим управлением разрабатываются для аналогичных целей и в наши дни, хотя более популярным исполнительным механизмом служат пьезоэлементы с зеркальной поверхностью.

Плоский фронт световой волны, пройдя сквозь атмосферу, искажается и вблизи телескопа имеет довольно сложную структуру. Для характеристики искажения обычно используют параметр r₀ — радиус когерентности волнового фронта, определяемый как расстояние, на котором среднеквадратическая разность фаз достигает 0,4 длины волны. В видимом диапазоне, на волне длиной 500 нм, в подавляющем большинстве случаев r₀ лежит в интервале от 2 до 20 см; условия, когда r₀=10 см, нередко считаются типичными. Угловое разрешение крупного наземного телескопа, работающего через турбулентную атмосферу с применением длительной экспозиции, равно разрешению идеального телескопа диаметром r₀, работающего вне атмосферы. Поскольку значение r₀ возрастает приблизительно пропорционально длине волны излучения (r₀??^6/5), атмосферные искажения в инфракрасном диапазоне существенно