Магеллан (Magellan)
Совместная разработка Обсерватории Карнеги и Аризонского Университета (США) — 6.5-м телескоп на альт-азимутальной монтировке — будет построен в обсерватории Лас-Кампанас (Чили). Инструмент будет иметь два вторичных зеркала: одно для инфракрасных наблюдений в системе Кассегрена (1:15) и другое, для системы Грегори-Нэсмита (1:14) в оптическом диапазоне. Начало наблюдений намечено на 1997 год.
Джемини (Gemini)
Основная идея проекта — строительство двух идентичных 8-метровых телескопов-близнецов системы Кассегрена (1:16) на значительном расстоянии друг от друга. Финансирование осуществляется совместными усилиями нескольких стран: США, Великобритании, Канады, Чили, Аргентины и Бразилии.
Первый из телескопов сейчас строится на горе Мауна-Кеа (Гавайи), на высоте 4253 м над уровнем моря. "Первый свет" он должен увидеть в июле 1998 года, а завершение всех контрольных тестов намечено на ноябрь 1999 года. Параллельно с этим, на горе Серро-Пачон (высота 2737 м) в Чили готовится площадка для строительства второго телескопа. Предполагается, что первые наблюдения на нем начнутся в сентябре 2000 года, а полностью готов к работе он будет в августе 2001 года.
Среди основных научных задач, которые выбраны для "Близнецов", будут: поиск планет у других звезд, изучение происхождения и эволюции звезд, планет, галактик и самой Вселенной.
Авторы проекта, общая стоимость которого составляет 176 млн. долларов, заявляют, что "при помощи этих телескопов удастся достичь беспрецедентного сочетания светосилы и качества изображений в инфракрасном, оптическом и ультрафиолетовом диапазонах спектра при наблюдениях с Земли".
SST (Spectroscopic Survey Тelescope)
Другое название проекта — Хобби-Эберли, в честь Вильяма П. Хобби и Роберта Е. Эберли, внесших большой вклад в развитие высшего образования в США.
SST — это совместная разработка трех американских и двух немецких университетов. Первый камень в его основание был заложен 25 марта 1994 года, а полное завершение строительства ожидается уже в конце следующего года. Если этим планам суждено будет осуществиться, то в 1996 году Хобби-Эберли, диаметр главного зеркала которого — 11 м, станет самым крупным оптическим телескопом в мире. Его зеркало, как это сейчас принято для больших инструментов, будет состоять из 91 шестигранного сегмента.
Для телескопа уже составлена предварительная программа наблюдений и определены приоритетные научные проблемы. Среди них: поиск планет у других звезд, изучение звездной эволюции и звездообразования, поиск темной материи, оптические исследования объектов, которые известны в гамма, рентгеновском и инфракрасном диапазонах электромагнитного спектра.
Строящийся инструмент будет иметь одну интересную особенность конструкции. Его главное зеркало будет жестко закреплено под углом 55° к горизонту. Монтировка позволит вращать телескоп только по азимуту. При этом возможности слежения и гидирования, осуществляемые за счет подвижного устройства в прямом фокусе, будут сильно ограничены. Это фактически означает невозможность съемок с длительными экспозициями. Кроме того, данная конструкция существенно уменьшает обзор телескопа — область покрытия неба у этого инструмента составит примерно 70% по сравнению с обычной монтировкой.
Почему же разработчики остановились на такой "неудобной" конструкции? Ответ прост. Как это видно из названия, телескоп предназначается для получения большого количества фотографий спектров с короткими выдержками, поэтому необходимость в слежении за суточным вращением неба отсутствует. В свою очередь, отказ от слежения позволил значительно упростить монтировку и оправу главного зеркала, ну и, само собой разумеется, удешевить проект в целом, который, кстати, составил 13.5 млн. долларов.
Субару (Subaru)
Телескоп, разрабатываемый японскими учеными и способный работать в оптическом и инфракрасном диапазонах, будет иметь главное зеркало диаметром 8.2 м, состоящее из 44 шестиугольных сегментов. Оптика — система Кассегрена с прямым фокусом и двумя фокусами Нэсмита. Инструмент будет также укомплектован несколькими ПЗС-матрицами и спектрографами для проведения наблюдений на длинах волн 0.3-30 микрон.
25-метровый оптический телескоп
В заключение — более амбициозный проект. Он был разработан А. Ардебергом (Швеция), Т. Андерсеном и М. Петерсоном (Дания). В предложенной ими работе говорится, что "улучшение качества изображения и эффективности приемных устройств подошло к логическому концу. Однако потребность в усилении мощности телескопов все еще существует. И единственный выход в создавшейся ситуации — увеличение площади собирающей поверхности главного зеркала, то есть увеличение диаметра объектива".
А. Ардеберг с коллегами полагает, что верхний предел для монолитного зеркала лежит на отметке 8 м в диаметре. В то же время, главное зеркало телескопа "Кек" (10 м) — это максимум для составного параболического зеркала. Решением проблемы серьезного увеличения диаметра объектива, на взгляд ученого, может стать создание составного сферического зеркала.
Исходя из этой концепции был предложен проект четырехзеркального телескопа с 25-метровым сферическим главным зеркалом, состоящим из 141 равностороннего шестигранника. Ход лучей в этой необычной системе можно понять из рисунка.
Монтировка нового инструмента также необычна, вернее, необычна для оптического телескопа. Авторы проекта предлагают взять за основу конструкцию, которая часто выбирается при строительстве радиотелескопов. Поэтому по внешнему виду предлагаемый инструмент очень похож на радиотелескоп с тарелкообразной антенной.
В списке основных задач, которые будет решать будущий телескоп, стоит получение изображений и спектров далеких звезд и галактик для изучения их эволюции. Предполагается, что телескоп будет снабжен несколькими огромными, по современным понятиям, ПЗС-матрицами размерами 5000x5000 пиксел (ожидается, что к тому времени, когда телескоп вступит в строй, такие приемники излучения уже будут созданы).
Место осуществления проекта еще не определено, но если все пойдет так, как это запланировано в программе А. Ардеберга, то в 2002 году астрономы получат в свое распоряжение инструмент, о котором сегодня они могут только мечтать.
Три составляющих качества работы телескопа
По традиции важнейшим параметром телескопа считается диаметр его объектива (D). Чем он больше, тем больше света собирает телескоп, тем менее яркие, а значит, и более далекие объекты ему доступны. Но при этом не следует забывать и про качество изображений на месте установки телескопа: чем меньше наблюдаемый диаметр звезды (d), обусловленный атмосферным размытием, тем легче выделить ее изображение на фоне неба и шумов приемника света. Иными словами, чем больше объектив и лучше качество изображения, тем более слабые звезды становятся доступными наблюдению.
Телескопу необходим приемник света. Первые два столетия им был человеческий глаз — прибор высоко эффективный, достойная замена которому нашлась только в середине XIX века в виде фотопластинки. В середине XX века ее стали вытеснять электронные приемники: фотоэлектронный умножитель (ФЭУ), телевизионная трубка, электронно-оптический преобразователь (ЭОП), полупроводниковые приборы с зарядовой связью (ПЗС-матрицы) и др. Но чтобы понять их преимущества, нужно познакомиться с понятием "квантовый выход" (КВ).
Квантовый выход фотоприемника характеризует его эффективность, как преобразователя падающего на него света в полезный сигнал. Для простоты можно считать, что КВ — это величина, обратная количеству квантов света, необходимых для получения элементарной реакции фотоприемника. Для глаза такой реакцией служит наиболее сйабое ощущение света, для фотоэмульсии — почернение одного ее зерна, для фотоэлектрических приемников света — появление свободного электрона, который затем преобразуется в электрический импульс, вызывающий срабатывание счетчика.
На сегодняшний день, ПЗС-матрица — самый эффективный приемник излучения, имеющий квантовый выход, равный 80%. А какова эффективность "классических" приемников — глаза и фотопластинки?
Таблица
Из таблицы видно, что квантовый выход нашего глаза — 3%. Это означает, что в среднем необходимо попадание в глаз 33 фотонов, чтобы мы ощутили едва различимую вспышку света. Но даже у лучших фотопластинок КВ еще меньше — около 1%. Лишь 100 фотонов способны вызвать почернение одного зерна фотоэмульсии. Неужели глаз чувствительнее фотоаппарата? При коротких экспозициях — несомненно!
Подводя итоги, можно сказать, что диаметр объектива (D), диаметр изображения звезды (d) и квантовый выход приемника света (КВ) дают нам условный показатель качества телескопа (ПКТ):
ПКТ = (D2/d2) · КВ
который служит лишь для относительного сравнения телескопов разных эпох.
Заключение
По некоторым сведениям, наши ученые тоже не хотят остаться в стороне от научно-технического прогресса и планируют построить 10-м телескоп, основанный на тех же принципах, что и знаменитый "Кек". Главное зеркало нового инструмента будет состоять из 78 индивидуально контролируемых шестигранных сегментов, каждое размером немного более метра.
Если проект будет утвержден (а пока ученые имеют много претензий к разработчикам), то этот телескоп станет мощным инструментом, предназначенным для решения различных астрономических, космологических и астрофизических задач. Среди рассматриваемых мест строительства: Канарские острова, Гавайи, Чили, но окончательное решение по этому вопросу еще не вынесено.
