Дмитрий Вибе: «Душа» обязана трудиться Дмитрий Вибе

Дмитрий Вибе: «Душа» обязана трудиться

Дмитрий Вибе

Опубликовано 07 октября 2011 года

Речь идёт о первых научных наблюдениях на интерферометре субмиллиметрового и миллиметрового диапазона ALMA. Сейчас модно подбирать аббревиатуры для проектов и инструментов так, чтобы в них помимо сухой расшифровки был ещё и скрытый смысл. ALMA — Atacama Large Millimeter Array — не исключение. Слово это переводится с испанского как «душа». Почему с испанского? Потому что интерферометр ALMA находится в Чили, точнее, в пустыне Атакама, одном из самых сухих мест на Земле. Почему «душа»? Да кто его знает. Чтоб было красиво.

_{Фото: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)}

Телескоп ALMA станет первым инструментом, позволяющим получать качественные изображения небесных объектов в диапазоне длин волн от нескольких сотен микрон до нескольких миллиметров и с миллисекундным угловым разрешением. Столь высокое угловое разрешение будет достигнуто при помощи интерферометрических методов — путем сложения сигналов, полученных на нескольких десятках независимых антенн.

Теоретическое угловое разрешение одиночного телескопа (минимальное угловое расстояние между двумя точечными источниками, при котором они всё ещё не сливаются друг с другом) примерно равно отношению длины волны к диаметру объектива. Оно связано с волновыми свойствами света: из-за дифракции на краях объектива изображение точечного источника размазывается в пятно. Чем больше объектив, тем меньше размер этого пятна. Например, у российского шестиметрового телескопа БТА-6 теоретическое разрешение в видимом диапазоне равно 0.02 угловой секунды. Но теория, как известно, суха, и древо жизни всегда вносит в неё коррективы: из-за атмосферной турбулентности даже в местах с наилучшим астроклиматом разрешение в оптическом диапазоне не превосходит нескольких десятых долей угловой секунды. Поэтому в оптическом диапазоне увеличение размера объектива (в современном телескопе это практически всегда вогнутое зеркало) позволяет повысить разрешающую силу только для заатмосферных телескопов.

Однако на больших длинах волн размер зеркала более значим. Например, в сантиметровом диапазоне у шестиметрового зеркала угловое разрешение будет равно уже целым семи минутам, а это почти четверть размера Луны. Да и сигнал в радиодиапазоне часто более слаб, так что для его приёма требуется внушительная собирающая поверхность. Поэтому радиотелескопы обычно гораздо крупнее оптических, и диаметры их зеркал измеряются многими десятками метров. Технически изготовление гигантских металлических зеркал вполне достижимо, поскольку на больших длинах волн снижаются требования к качеству их поверхности. Но есть, увы, другие ограничения. Например, стометровый телескоп в Эффельсберге (Германия) весит 3200 тонн. Колоссальная масса затрудняет и сохранение формы зеркала (оно гнётся под собственной тяжестью), и управление им. При этом разрешение того же эффельсбергского телескопа в сантиметровом диапазоне измеряется десятками угловых секунд, то есть в сотню раз хуже, чем в оптике, даже с учётом атмосферных помех.

Чтобы достичь в радиодиапазоне разрешения, сравнимого с оптическим, потребовалось бы зеркало многокилометрового размера. Это, конечно, нереально. Однако природу можно слегка обмануть, заменив одно сплошное зеркало системой независимых телескопов. Если вы одновременно наблюдаете один и тот же объект с разных телескопов, а затем складываете накопленные сигналы, результирующий сигнал будет как бы получен на телескопе, размер антенны которого равен расстоянию между двумя самыми далёкими антеннами системы. Поскольку реальным объектом анализа в данном случае является интерференционная картина, возникающая при сложении сигналов, такие системы называются радиоинтерферометрическими. Для наземных радиоинтерферометров «размер зеркала» может составлять десятки, сотни и даже тысячи километров, благодаря чему достигается разрешение микросекундного уровня.

_{Фото: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), W. Garnier}

Иными словами, мы относительно «легко» можем получать детальные изображения космических объектов в оптическом и радиодиапазонах. А вот в промежутке между ними — в дальнем инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах — возникают большие проблемы. Во-первых, земная атмосфера в этом интервале длин волн сильно непрозрачна. Во-вторых, требования к качеству изготовления поверхности зеркал более высоки. В-третьих, и размеры зеркал также должны быть большими — и из-за проблем с чувствительностью, и из-за проблем с угловым разрешением. Поэтому оптических и радиотелескопов на Земле сотни, а инструменты субмиллиметрового диапазона можно пересчитать по пальцам.

Интерферометр же для работы на длинах волн менее миллиметра до недавнего времени в мире был только один — система SMA (Submillimeter Array), установленная на горе Мауна-Кеа (Гавайские о-ва, США). Но она состоит всего из восьми шестиметровых «тарелок», максимальное расстояние между которыми не превышает полукилометра, что сопоставимо с размерами «цельных» радиотелескопов.

О создании более солидного интерферометра миллиметрового и субмиллиметрового диапазона в конце 1980-х — начале 1990-х годов одновременно задумались американские, европейские и японские астрономы. Три таких телескопа были бы для мирового астрономического сообщества излишней роскошью, и отдельные проекты были объединены в общую систему. В настоящее время она создаётся силами консорциума, в котором участвуют США, Европа (Европейская южная обсерватория), Япония, Тайвань, Канада и Чили. Чилийская пустыня Атакама выбрана для установки ALMA из-за своей сухости: в качестве основной помехи для космического субмиллиметрового излучения выступает атмосферный водяной пар. Площадка поперечником около 20 км для установки антенн расположена на высоте 5 км.

Всего в состав ALMA будет входить 66 «тарелок» — 54 антенны диаметром двенадцать метров и двенадцать семиметровых антенн. Основная часть интерферометра будет состоять из пятидесяти двенадцатиметровых антенн. Их можно будет как размещать тесной группой поперечником около 150 м, так и распределять по всей территории с максимальным расстоянием между антеннами 16 км. Для перевозки антенн с позиции на позицию в Германии сделали два супертранспортёра (у них даже есть собственные имена — Отто и Лор) длиной 20 м и шириной 10 м, способных работать на пятикилометровой высоте. Остальные антенны войдут в состав Атакамской компактной системы (Atacama Compact Array), которая будет дополнять данные интерферометрии изображениями более низкого углового разрешения.

_{Фото: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Rossi (ESO)}

Сейчас ALMA готова примерно на треть, и этого уже достаточно, чтобы начать научные наблюдения. Первая фаза наблюдений называется «нулевым циклом» — ALMA Early Science Cycle 0. Она началась 30 сентября 2011 года и продлится примерно девять месяцев. В конце марта 2011 года был объявлен сбор наблюдательных заявок на этот период. Их поступило более девятисот, но окончательный отбор прошло всего 112 проектов. Главный объект для исследований в субмиллиметровом диапазоне — относительно холодный межзвёздный и околозвёздный газ. Кроме того, с высоким угловым разрешением нужно наблюдать что-то большое, но далёкое или мелкое, но близкое. Поэтому в основном заявки посвящены межзвёздной среде в очень далёких галактиках и протопланетным дискам и оболочкам у близких звёзд.

Лично меня по специфике моей работы больше всего радуют планы в отношении дисков. Даже ближайшие к нам протопланетные диски имеют угловые размеры порядка нескольких угловых секунд, и потому даже в лучшие однозеркальные радиотелескопы они не видны как протяжённые объекты, то есть не видна их структура. Строго говоря, это означает, что мы, возможно, проявляем чрезмерный энтузиазм, называя эти диски протопланетными. Последние несколько лет почти каждый доклад по строению околозвёздных дисков, да и вообще по ранним стадиям звёздообразования заканчивался одним и тем же припевом: «Пока мы, конечно, ничего этого не видим. Но вот начнёт работать ALMA…» И вот этот долгожданный день настал. Теперь у нас появится возможность исследовать предполагаемые будущие планетные системы, выйдя за пределы художественного образа средней температуры по больнице. Уже первые месяцы наблюдений наконец-то покажут (будем надеяться), из чего на самом деле состоит протопланетное вещество — например, насколько эффективно в нём на допланетном этапе синтезируется органика, насколько верны наши представления о механизмах конденсации планетных тел и пр.

Хочется верить, что и в других областях ALMA будет не менее полезна. В списке целей нулевого цикла значатся не только галактики и протопланетные диски. В нём есть и более близкие объекты: спутник Сатурна Титан, сам Сатурн, Венера, спутник Юпитера Ио, комета Еленина… В более отдалённых планах присутствуют даже наблюдения Солнца. Так что новые открытия будут происходить как на окраинах Вселенной, так и у нас под боком. Наверное, не будет большим преувеличением сказать, что осенью 2011 года в наблюдательной астрономии началась новая эпоха.

К оглавлению