АКТИВНАЯ ОПТИКА

АКТИВНАЯ ОПТИКА, в астрономии – электронно-механическая система для автоматического поддержания идеальной формы и правильного расположения оптических элементов телескопа-рефлектора, прежде всего – его главного и вторичного зеркал.

Идеальную форму (параболоид, гиперболоид или сфера – в зависимости от оптической схемы телескопа) стараются придать зеркалам при их изготовлении на оптическом предприятии, но нередко при этом остаются невыявленные дефекты. Дальнейшее ухудшение качества зеркал происходит в процессе их транспортировки и сборки телескопа в башне обсерватории. При эксплуатации телескопа его элементы подвергаются переменным механическим и термическим нагрузкам, вызванным поворотами телескопа при его наведении на объекты наблюдения, суточными перепадами температуры и т.п. Особенно сильно искажают форму главного зеркала телескопа его повороты по высоте; они же приводят к переменному гнутию конструкции телескопа, сбивая настройку оптических элементов.

Исторически поддержание формы оптических элементов телескопа основывалось на их жесткости. До конца 19 в. основным инструментом астрономов был телескоп-рефрактор, имеющий линзовый объектив. С ростом диаметра и веса линз поддерживать их форму становилось все сложнее, поскольку крепление линзы возможно лишь по ее периметру. Когда диаметр линзовых объективов достиг 1 м, технические возможности оказались исчерпаны: два крупнейших в мире линзовых телескопа – рефрактор Ликской обсерватории (шт. Калифорния, США) с объективом диаметром 91 см и рефрактор Йеркской обсерватории (шт. Висконсин, США) с объективом в 102 см были сооружены около 1890 и до сих пор не превзойдены. Более крупные объективы для полноповоротных телескопов никогда не изготавливались. На Парижской выставке 1900 демонстрировался неподвижный горизонтальный телескоп-рефрактор с объективом в 125 см и сидеростатом для наведения на объекты, но для научной работы он не использовался. До тех пор, пока линзы делаются из стекла, вряд ли удастся изготовить объективы большего размера. Даже если оптическое качество стеклянного диска окажется превосходным, огромные линзы будут прогибаться под собственным весом.

Проблему деформации объектива удалось решить путем перехода к телескопам-рефлекторам: жесткая монтировка телескопа поддерживает зеркальный диск объектива по всей его нижней поверхности, препятствуя изгибу. Теперь такие оптические системы называют «пассивными». Вес зеркала удавалось значительно снизить без потери жесткости, придав ему форму пчелиных сот и оставив сплошной только верхнюю, зеркальную поверхность. Наконец, для наиболее крупных зеркал диаметром 2,5–6,0 м была разработана механическая система разгрузки, поддерживающая зеркало снизу в нескольких точках так, что сила упора зависит от положения телескопа: чем ближе к зениту наблюдается объект, а значит, чем более горизонтально располагается главное зеркало телескопа, тем сильнее упираются в него снизу поддерживающие элементы, не позволяя зеркалу прогибаться. Фактически, это стало первым шагом к системам активной оптики.

Главной особенностью современных астрономических систем активной оптики является линия обратной связи, позволяющая контролировать качество изображения и при необходимости исправлять его путем управляемой деформации главного зеркала и перемещения вторичного зеркала телескопа (рис. 1). Контроль осуществляется по изображению гидировочной звезды, которая выбирается на небе вблизи от изучаемого источника и одновременно используется для точного ведения телескопа за объектов (т.е. для гидирования). Размещенный у выходного зрачка телескопа анализатор волнового фронта исследует изображение звезды, пропущенное через матрицу из небольших линз. Каждая линза строит изображение звезды, которое регистрируется ПЗС-матрицей. Разработано несколько способов выявления кривизны волнового фронта – по взаимному положению изображений, по степени их контраста и др. Чтобы результат анализа не зависел от случайного атмосферного дрожания изображения, измерения накапливаются и усредняются на интервалах в 20–30 сек. По данным анализатора волнового фронта компьютер вырабатывает управляющие сигналы, которые усиливаются и передаются на многочисленные механические домкраты (рис. 2), упирающиеся снизу с необходимым усилием в главное зеркало или слегка перемещающие вторичное зеркало.

При наличии системы активной оптики требования к главному зеркалу телескопа меняются принципиально: оно должно быть не предельно жестким, как раньше, а достаточно мягким, чтобы поддаваться управлению. Поэтому у современных крупных телескопов главное зеркало либо является относительно тонким (например, при диаметре 8–9 метров имеет толщину всего 20 см), либо состоит из нескольких независимых элементов (например, 36 гексагональных двухметровых пластин составляют главное зеркало у 10-метровых телескопов Кек-1 и Кек-2). Тонкое и легкое зеркало объектива позволяет существенно облегчить всю конструкцию телескопа. К тому же такое зеркало быстро принимает температуру окружающего воздуха, а это снимает проблему термических деформаций.

Первая система активной оптики была реализована в 1989 на 3,5-метровом Телескопе новых технологий (NTT = New Technology Telescope) Европейской южной обсерватории (Ла-Силла, Чили). В 1992 подобная система была создана для управления главным сегментным зеркалом 10-метрового телескопа Кек-1 (Мауна-Кеа, Гавайи). Затем полностью активной оптической системой были оснащены четыре главных 8,2-метровых телескопа с тонкими монолитными зеркалами, входящие в состав Очень большого телескопа (VLT) Европейской южной обсерватории (Параналь, Чили).

Сейчас все современные телескопы диаметром 8–10 м имеют систему активной оптики. При этом их собственное оптическое качество становится практически идеальным, а качество получаемого изображения ограничивается лишь нестабильностью атмосферы, для подавления которой создаются системы адаптивной оптики. В будущем системы активной оптики планируют применять на крупных космических телескопах; при этом они будут давать идеальные изображения, качество которых ограничено только дифракцией света.

Владимир Сурдин