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 d, из формулы:

d = В´SinZ + c, или с другой базой в первом вертикале можно определить прямое восхождение a. 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).

Интерферометрический комплекс KIIA (Гавайи, США)

Расположенные на Гавайях (Mauna Kea) в одном из наиболее лучших по астроклимату мест на Земле два крупнейших телескопа Keck I и Keck II (10м) работают в режиме интерферометра Майкельсона с базой 85 метров, а в комбинации с 4-мя вспомогательными телескопами (D1.8м) образуют уникальный интерферометрический комплекс из 6-ти телескопов с переменной базой от 30м до 140 метров (Рис.1.9).

Рис. 1.9 Общий вид уникального интерферометрического комплекса Keck I и Keck II обсерватории Mauna Kea (Гавайи, США); ниже показано расположение 4-х вспомогательных телескопов относительно Keck I и Keck II

В режиме изображений предусмотрена возможность использования от 9 до 15 вариантов баз с 4, 5, 6-ю телескопами; при этом угловое разрешение наблюдаемых точечных обьектов до 19^m возможно на уровне, около 3 mas в диапазоне 1.5-5мкм за время накопления до 1000 секунд. На базе 85м ожидаемое угловое разрешение около 5 mas для диапазона 2.2мкм. В астрометрическом режиме высокое разрешение обеспечивается участием в схеме интерферометрического комплекса вспомогательных телескопов, образующих конфигурацию двух ортогональных баз длиной более 100 метров. В дифференциальном режиме можно достичь точности 30 mas для обьектов до 21^m , за время накопления около часа.

Интерферометрический комплекс VLTI (ESO, Чили )

Комплекс интерферометра VLTI (Very Large Telescope Interferometer) включает 4 телескопа с зеркалами 8.2 метра и базой 57 ¸130 метров. Предусмотрена возможность включения в состав комплекса еще двух (до восьми) вспомогательных телескопов диаметром 1.8 метра. Малые телескопы расположены на специальных направляющих, по которым они могут изменять свое положение. Помимо улучшения получаемого изображения наблюдаемого обьекта, такая комбинация больших и малых телескопов увеличивает базу до 202 метров, при возможности использования до 328 базовых вариантов. Кроме того, это позволяет использовать VLTI комплекс в любое время даже без больших телескопов, сохраняя для более ярких обьектов возможность получения наивысшего разрешения среди всех существующих и проектируемых интерферометров.

Комплекс интерферометра VLTI включает 4 телескопа с зеркалами 8.2 метра и базой 57 ¸130 метров (рис. 1.10).

Рис. 1.10 Общий вид Сверхбольшого телескопа интерферометра и

панорамный обзор туннеля

Европейский сверхбольшой большой телескоп (E-ELT)

(The European Extremely Large Telescope -The World's Biggest Eye on the Sky)

В последнее десятилетие ярко проявилась тенденция создания все более крупных и сверхбольших телескопов (ELT), включая супертелескоп OWL (см. табл.1.1). Проекты телескопов 15 ¸ 50 метров и даже 100 метров достаточно реальны в ближайшие 10-20 лет, учитывая появление новых материалов и технологий в телескопостроении (сегментированные зеркала, активная и адаптивная оптика), высокоэффективных приемников с цифровой регистрацией, новых информационных технологий, средств хранения, передачи и обработки огромных обьемов данных (уровня сотен Терабайт и более - до Петабайт).

Телескоп E-ELT создается по новой концепции сверхбольшого наземного наземного телескопа. С началом планируемого запуска в 2018 году, E-ELT будет самым большим в мире телескопом, предназначенным для решения универсальных задач: поиск и исследование экзопланет, фундаментальная физика (исследование изменений фундаментальных констант на космической шкале времени), ранние обьекты Вселенной и эволюция галактик, черные дыры (от масс порядка Солнца до сверх-масс дыр), природа и распределение темной материи и темной энергии, которые доминируют во Вселенной. Возможности сверхбольшого телескопа E-ELT обещают новые и непредсказуемые открытия при исследовании Вселенной.

Техническая концепция основана на схеме из 5 зеркал, что приводит к исключительно высокому качеству изображения. Главное зеркало диаметром 42 метра состоит из 984 гексогональных сегментов, каждый диаметром 1,4 метра, 50 мм толщиной. Вторичное зеркало имеет 6 метров в диаметре. Адаптивная оптика телескопа для компенсации нечеткости звездных изображений из-за атмосферной турбулентности включает 2 зеркала, одно из них поддерживается более чем 5000 активаторами, которые могут корректировать его форму тысячу раз в секунду (1килогерц). Телескоп будет иметь несколько научных приборов. Можно будет переходить от одного прибора к другому в течение нескольких минут. Телескоп и купол также может изменять свое положение на небесной сфере за очень короткое время для начала наблюдений новых обьектов. Вес подвижной части телескопа - 5500т.

Технические данные E-ELT: Оптическая схема Несмита имеет полноповоротное первичное зеркало диаметром 42м, толщиной 50мм; вторичное зеркало диаметром 6м; поле зрения в первичном фокусе размером 10' в диаметре;размер пикселя в Несмит фокусе (F/17.7), 1" на небе соответствует 3.6 mm в фокальной плоскости; телескоп работает в оптическом и ближнем красном диапазоне длин волн (optical to mid-infrared telescope) - blue atmospheric cut-off (0.300nm–0.3мкм) to mid-infrared (24microns-24мкм); возможность наблюдать в широком диапазоне длин волн от оптических до середины инфракрасного позволит использовать размеры телескопа в полном объеме. Инструментарий: 9 приборов (станций) для определенных положений телескопа: два из которых в уравновешенных весовых точках, и один в фокусе кудэ (Instrumentation:9 stations for fixed instruments (of which two are "gravity invariant", and one is a Coudé focus)

Рис.1.11 Общий вид телескопа E-ELT

Рис.1.12 Оптическая схема телескопа E-ELT