Рідкі дзеркальні телескопи для науки
Для виготовлення параболічного дзеркала достатньо повернути відбиваючу поверхню рідини, наприклад, ртуть. Технічний прогрес тепер дозволяє виробляти гігантські телескопи за нижчою вартістю відповідно до цієї давньої концепції.
Дзеркальний рідкозеркальний рідинний телескоп Великого зенітного телескопа обертається зі швидкістю 7 обертів на хвилину.
Дзеркала для телескопів зазвичай виготовляються зі скла. Найбільші з них сьогодні - телескопи Твін Кек на вершині Мауна-Кеа, Гаваї, - це сегментовані дзеркала, кожне з 36 шестикутних елементів, загальним діаметром десять метрів. Ці шматочки скла слід ретельно відполірувати з точністю до декількох десятків нанометрів, перш ніж покрити їх тонким шаром алюмінію або срібла, призначеного для того, щоб зробити їх відбиваючими. Потрібна складна опорна система, щоб запобігти деформації поверхні або власної ваги. Більшість сучасних великих телескопів також оснащені адаптивними оптичними системами, набором датчиків і домкратів, які безперервно регулюють форму дзеркала в невеликих масштабах для компенсації спотворень, спричинених турбулентністю атмосфери. Ці прилади - диво техніки, але вони надзвичайно дорогі: телескоп діаметром шість метрів коштує близько десяти мільйонів доларів. Але як би дивно це не звучало, порівнянних показників можна досягти простим обертанням плоскої поверхні, покритої ртуттю.
Принцип простий. Поверхня рідини в рівновазі - це поверхня постійної потенціальної енергії, тобто будь-яка зміна потенціалу на цій поверхні буде створювати силу, яка змусить рідину текти. У спокої потенційна енергія об'єкта пропорційна його висоті. Таким чином, поверхня, прийнята більшістю рідин, є рівною (якщо нехтувати капілярністю). Але якщо ми надаємо цій рідині обертання з постійною кутовою швидкістю навколо вертикальної осі, потенціальна енергія залежить не тільки від висоти, але і від відстані до осі (вона зменшується, коли квадрат цієї відстані). Потім під дією сили тяжіння та відцентрової сили поверхня приймає еквіпотенціальну форму параболоїда.
Але параболоїд - саме та форма, яка потрібна для фокусування світла! Падаючі промені, паралельні осі, відбиваються таким чином, що вони зустрічаються в точці, фокусній точці дзеркала. Промені, що надходять з інших напрямків, фокусуються не так точно, але додавання відповідного набору лінз перед фокусною точкою забезпечує якісне зображення для широкого поля зору. Тому більшість великих астрономічних телескопів використовують параболічні (або квазіпараболічні) первинні дзеркала та вторинні дзеркала або лінзи для корекції аберацій на краю оптичної осі.
Ідея використання обертової рідини для фокусування світла не нова. Італійський астроном Ернесто Капоччі з обсерваторії в Неаполі першим описав цю можливість ще в 1850 році, хоча він ніколи не втілював цю ідею в життя. Обгрунтованість цієї концепції була продемонстрована в 1872 році, коли Генрі Скай з Обсерваторії Данідін, Нова Зеландія, сконструював у своїй лабораторії дзеркало з рідиною 14 дюймів. У 1909 році американський фізик Роберт Вуд з Університету Джона Хопкінса побудував перші цілі рідкі дзеркальні телескопи. Найбільш вдала модель мала дзеркало діаметром 51 сантиметр. Він обертався на механічній опорі, що приводиться в дію гумовим ременем. За допомогою цього телескопа Вуду вдається розрізнити компоненти чотиримісної зоряної системи ε Lyrae, чиї зірки розділені лише 2,3 секунди дуги, ледь на порядок більше теоретичної межі через дифракцію для дзеркала цього діаметру.
Однак телескоп Вуда був недоцільним. Його перешкоджали вібрації та незначна нестабільність дзеркала. Більше того, відсутність точності в регулюванні швидкості обертання призвело до змін у його фокусній відстані. Більше того, оскільки вісь обертання повинна була бути вертикальною, телескоп міг спостерігати лише вузьке поле, розташоване безпосередньо біля відвісу, в якому обертання Землі давало зір постійний рух. Такі проблеми пояснюють, чому траса рідких дзеркальних телескопів була занедбана майже на три чверті століття.
У 1982 році канадський фізик Ерманно Борра, тодішній університет Лаваля в Квебеку, вирішив переглянути підхід Вуда. Е. Борра та його колеги вважали, що технічний прогрес подолає труднощі, які зупинили Вуда на той час. Е. Борра, зокрема, усвідомив, що проблему дрейфу зображення в полі зору через обертання Землі можна вирішити, замінивши традиційну плівку на детектор з ККД (пристрій, зв'язаний із зарядом), тип кремнію схема, яка оснащує всі цифрові камери та інші відеокамери сьогодні. Принцип полягає в наступному: фотони, які потрапляють у кремнійеву сітку, забезпечують достатньо енергії для переміщення електронів до потенційних ям, створюваних напругами, що подаються на масив електродів. По закінченню часу впливу напруги змінюються таким чином, щоб перемістити електрони на поверхні пристрою до краю сітки, а потім, звідти, до підсилювача, який виробляє серію сигналів напруги. кількість електронів, зібраних у кожній потенційній ямці. Зображення зчитується піксель за пікселем і надсилається на комп’ютер.
Коли освітлення слабке, просто збільште час експозиції, щоб сенсор ccd збирав достатньо світла. На жаль, якби ЦКД використовувався в стандартній комплектації з рідким дзеркальним телескопом, який не може відстежувати об’єкт, що рухається по небу, зірки виглядали б як сліди, а не як гострі крапки, а зображення були б розмитими.
Тим не менше, протиставити цей розрив можна, граючи на напругу. Прикладаючи відповідні напруги до електродів ccd з відповідною швидкістю, можна змусити електрони рухатися з тією ж швидкістю і в тому ж напрямку, що і зображення неба, спроектоване телескопом. Якщо цей зсув зробити обережно, електрони залишаються у фазі з фотонами, які їх виробляють, і розмиття зображення зникає.
Коли зображення зірки досягає краю датчика ccd, роблять це і відповідні електрони. Зчитування - і експозиція - безперервне, як правило, зі швидкістю кілька десятків ліній сітки в секунду. Час експозиції, необхідний для того, щоб зображення зірки переміщалося з одного боку датчика на інший, становить близько однієї або двох хвилин. Астрономи часто використовують цю техніку «підмітання» під час спостереження за допомогою звичайних телескопів, оскільки це дуже ефективний спосіб зафіксувати зображення великої частини неба.
Телескопи для систематичних оглядів
Хоча саме ідея сканування спонукала Е. Борру реанімувати рідкі дзеркальні телескопи, він так і не дійшов точки до використання цієї техніки. Проте він запровадив інші нововведення. Для подолання вібрацій та коливань Е. Борра використав повітряний підшипник, поверхні якого обертаються одна на одній, поліровані з точністю, розділені тонким шаром повітря, що знаходиться під тиском. Ці підшипники практично без тертя і, таким чином, забезпечують плавне обертання. Використовуючи синхронний двигун, керований п’єзоелектричним осцилятором, Е. Борра також усунув коливання швидкості, які унеможливлювали інструмент Вуда.
Менш ніж за десять років Е. Борра та його колеги побудували ртутні дзеркала діаметром до 3,7 метра з дуже високою оптичною якістю. Насправді Е. Боррі та його команді вдалося отримати зображення в лабораторних умовах на теоретичній межі дифракції цих дзеркал; іншими словами, настільки гострий, наскільки це теоретично можливо для оптичного елемента такого розміру. Е. Борра використовував ці дзеркала з 35-міліметровою камерою для здійснення астрономічних спостережень.
Ця робота привернула увагу інших астрономів, включаючи мене та моїх колег. Доклавши багато зусиль, у 1994 році нам вдалося створити рідкозеркальний телескоп, використовуючи техніку сканування. Він складався з ртутного дзеркала діаметром 2,7 метра, чотириелементної лінзи для корекції спотворень від оптичної осі та CCD-камери. За допомогою цього телескопа ми отримали зображення з роздільною здатністю, яка була обмежена лише "оптичною видимістю", тобто атмосферною турбулентністю, а не недоліками в дзеркалі. За цим телескопом слідували ще троє. Перші два використовуються для вивчення атмосфери Землі; третя обсерваторія орбітального сміття діаметром три метри була замовлена в Нью-Мексико НАСА в 2002 році для вивчення космічного сміття.
Наслідком цього досвіду ми з колегами у 2005 році зробили шестиметрове дзеркало для приладу, який ми називали Великим зенітним телескопом (lzt). Метою було розробити техніку рідких дзеркал у масштабі, порівнянному з таким, як у найбільших звичайних телескопів. Звичайно, рідкі дзеркальні телескопи ніколи не замінять своїх класичних аналогів, не маючи на меті інших напрямків, крім вертикальних (зеніт).
Однак ця відсутність гнучкості не настільки обмежує, як можна подумати. Для багатьох спостережень фіксоване наведення не є проблемою. Якщо хочеться визначити статистичні властивості великої кількості об’єктів, наприклад, віддалених галактик, не має значення, яку область неба досліджують. Повсюдно є далекі галактики, а зеніт - такий же цікавий напрямок, як і будь-який інший. Навіть у цьому напрямку світло перетинає найменшу атмосферу, а отже, де спотворення менше.
Для таких дослідницьких програм рідкі дзеркальні телескопи працюють так само, як і звичайні телескопи, із значно меншою вартістю. Lzt коштував менше мільйона доларів, удесятеро менше, ніж звичайний телескоп подібних розмірів. Якби частина коштів, виділених на будівництво телескопів, була б спрямована на рідкі дзеркальні прилади, загальний час спостереження було б помножено.
Успіх lzt відбувся не за одну ніч. Ми зіткнулися з незліченними труднощами, більшість з них непередбачуваними. На початку фази проектування, наприклад, ми виявили, що жоден існуючий підшипник повітря не підходить для шестиметрового дзеркала; Тому нам довелося побудувати прототип, здатний витримати три тонни ртуті, з компанією з Міннеаполіса. Серед інших проблем деякі були відносно передбачуваними (поломка, перегрів або замерзання пневматичної системи тощо), а інші невідповідні, наприклад, коли миша стрибнула на дзеркало, що обертається, і почала орати тонку плівку.
Проте існували дві основні проблеми. Перший - це коливання швидкості обертання. Незважаючи на те, що наше дзеркало приводиться в рух двигуном, синхронізованим з надзвичайно стабільним генератором, дві частини не є жорстко пов'язаними, оскільки це може спричинити вібрації. Кільце з постійних магнітів кріпиться до частини, яка підтримує гігантське дзеркало. Завдяки достатній подачі трьох нерухомих котушок створюється обертове магнітне поле, яке приводить в дію магніти, а отже і дзеркало.
Протидія турбулентності повітря
Ми думали, що інерція дзеркала запобіжить протягам, що не спричинять коливань швидкості обертання. Ми помилялися. Коли ми вперше увімкнули телескоп, ми виявили, що швидкість коливалась майже на 0,1 відсотка, коли пориви вітру мчали через відкритий дах обсерваторії. Ці варіації були в 1000 разів більшими, ніж наша мета нестабільності не більше одного на мільйон.
Тому ми розробили активну систему стабілізації для швидкості обертання. Пристрій, прикріплений до дзеркала, посилає дуже точно розташовані імпульси зі швидкістю 2500 за повний оберт. Система управління порівнює час прийому кожного імпульсу з очікуваним, коли дзеркало обертається із заданою швидкістю. Затримка імпульсу означає, що дзеркало сповільнюється; потім струм збільшується в нерухомих котушках для компенсації. І навпаки, якщо імпульс надходить раніше, струм регулюється в двигуні, щоб уповільнити дзеркало. Такий підхід вирішив проблему: швидкість дзеркала - майже сім обертів на хвилину - в даний час постійна з точністю до однієї частини на мільйон майже за всіх умов перегляду.
Друга більш тривожна проблема виникла, коли ми почали спостерігати за небом у телескоп: кожна зірка була оточена дифузним ореолом. Цей ефект вже спостерігався в лабораторії, але не до такої величини. Хвилі, що поширюються на поверхні ртуті, розсіювали світло, розмиваючи зображення. Що було їх причиною ?
Ми швидко знайшли винуватця. Рідке дзеркало Lzt має шість метрів у діаметрі і обертається приблизно на 50 градусів в секунду. Таким чином, його край рухається майже 2,2 метра в секунду. Ртуть на краю бачить над собою повітря, що рухається з такою швидкістю. Як коли вітер дме на озері, утворюються брижі.
Ми перевірили цю гіпотезу, досліджуючи потік повітря за допомогою шматка гірлянди. Поблизу центру дзеркала потік повітря був регулярним, але за радіусом близько метра він став турбулентним. Вихри утворювались менше дюйма над ртуттю, створюючи хвилюючі хвилі. Точні оптичні тести підтвердили цей діагноз.
Щоб виправити це, ми вирішили натягнути дуже тонку плівку з прозорого лавсанового пластику на кілька сантиметрів над ртуттю. Ця ковдра обертається з дзеркалом, змушуючи повітря, що потрапило внизу, обертатися з такою ж швидкістю, як і ртуть. Тепер вихори створюються над пластиком і більше не впливають на поверхню рідини. Фактично, зображення lzt сьогодні конкурують за якістю із зображеннями еквівалентних звичайних телескопів без адаптивної оптики (ефективна роздільна здатність телескопа становить 0,9 секунди дуги).
Об’єктивний місяць
Зі своїми власними обмеженнями рідкі дзеркальні телескопи, без сумніву, обіцяють успішну кар’єру. В даний час тривають дві нові ініціативи. Міжнародний проект рідинного дзеркального телескопа, який очолює Жан Сурдей з Університету Льєжу, Бельгія, має на меті побудувати чотириметровий прилад, оснащений широкоформатною компакт-камерою. На відміну від lzt, який ми були змушені побудувати поблизу університету Ванкувера, де умови огляду погані, цей новий телескоп буде зручно розміщений на вершині чилійської гори. Другий проект, який очолює Арлін Кроттс з Колумбійського університету в Нью-Йорку, включає дзеркальний телескоп діаметром вісім метрів, також у Чилі. На прізвисько альпака (для вдосконаленого рідинно-дзеркального зонда для астрофізики, космології та астероїдів або вдосконаленого рідинно-дзеркального зонда для астрофізики, космології та астероїдів) цей телескоп матиме поле зору трьох градусів (порівняно з lzt) і буде оснащений скануючою камерою, що містить не менше 240 кдд. При повному фінансуванні ці інструменти можуть запрацювати лише за три-чотири роки.
У довгостроковій перспективі можливості можуть бути вражаючими. За допомогою активних корекційних елементів, розміщених у фокусній точці, рідкі дзеркальні телескопи могли відстежувати об’єкти на небі до 30 хвилин. Такі можливості відстеження дозволять цим телескопам спостерігати інфрачервоний діапазон, що наразі не відбувається, оскільки сканування за допомогою інфрачервоних детекторів неможливе. Рідкі дзеркальні телескопи також можуть містити адаптивні оптичні інструменти для компенсації атмосферної турбулентності. Крім того, повинна бути можливість поєднувати світло багатьох окремих рідких дзеркал, щоб змусити їх працювати в інтерферометричному режимі, як це вже зроблено для деяких телескопів, таких як дуже великий європейський телескоп vlti, і таким чином досягти безпрецедентної чутливості та роздільної здатності.
Ще більш примітним є те, що деякі навіть пропонували побудувати рідкі дзеркальні телескопи на Місяці. Зі своїм темним небом та відсутністю атмосфери Місяць є ідеальним місцем спостереження. Класичні місячні телескопи з’явилися, але транспортування твердого дзеркала до нашого природного супутника - це не малий подвиг. Маршрут матеріалу для виготовлення рідкого дзеркала може бути простішим. З огляду на низьку місячну гравітацію, рідкі дзеркала можуть мати діаметр до 100 метрів або більше. Оскільки ртуть застигає нижче -39 ° C, для виготовлення дзеркала все одно потрібно буде знайти інші відбиваючі рідини. Е. Борра та його колеги щойно зробили перший крок у цьому напрямку, зробивши дзеркало з іонною рідиною (1-етил-3-метилімідазолію етилсульфат), яка не випаровується у вакуумі і залишається у рідкому стані до 'at - 98 ° С, на яку розпорошується шар срібла. Нарешті, враховуючи те, що Місяць не має атмосфери, принцип повітряного підшипника було б важко застосувати на практиці. Дзеркало, ймовірно, повинно плавати в магнітному полі, стабілізованому надпровідними елементами.
Розташований поблизу Південного або Північного полюса Місяця, телескоп, спрямований на зеніт, міг спостерігати одну і ту ж область неба багато місяців поспіль, і таким чином вивчати найдальші та найменш яскраві об’єкти у Всесвіті. Концепція місячного дзеркального телескопа, далеко не божевільна мрія, вже заручилася підтримкою НАСА: міжнародна команда на чолі з Роджером Енджелом з Університету Арізони зараз розробляє плани щодо такого приладу. Рідкі дзеркальні телескопи можуть ознаменувати початок нової ери для астрономічних зображень.