Разведка далеких планет (Сурдин) - страница 87

Эксперименты с системами адаптивной оптики начались в конце 1980-х гг., а к середине 1990-х гг. уже были получены весьма обнадеживающие результаты. Одним из первых телескопов, на которых тестировалась система компенсации атмосферных искажений, в 1992 г. стал уже знакомый нам старенький 60-дюймовый «Хейл» обсерватории Маунт-Вилсон. 69-канальная система адаптивной оптики позволила повысить его угловое разрешение с 0,5–1,0″ до 0,07″. С 2000 г. практически на всех крупных телескопах используются такие системы, позволяющие довести угловую разрешающую способность телескопа до его физического (дифракционного) предела. В конце ноября 2001 г. система адаптивной оптики начала работать на 8,2-метровом телескопе «Йепун» (VLT, Чили). Это существенно улучшило качество наблюдаемой картины: теперь угловой диаметр изображений звезд составляет 0,07″ в спектральном диапазоне К (2,2 мкм) и 0,04″ в диапазоне J (1,2 мкм).

Искусственная звезда. Для быстрого анализа изображения в системе адаптивной оптики используется опорная звезда, которая должна быть весьма яркой, поскольку ее свет делится анализатором волнового фронта на сотни каналов и в каждом из них регистрируется с частотой около 1 кГц. К тому же яркая опорная звезда должна располагаться на небе вблизи изучаемого объекта. Однако в поле зрения телескопа далеко не всегда встречаются подходящие звезды: ярких звезд на небе не так много, поэтому до недавних пор системам адаптивной оптики были доступны наблюдения лишь 1 % небосвода – маленькие площадки вокруг ярких звезд. Чтобы снять это ограничение, было предложено использовать искусственный «маячок», который располагался бы вблизи изучаемого объекта и помогал зондировать атмосферу.

Рис. 3.36. Сравнение изображений звезды, полученных без применения и с использованием системы адаптивной оптики.

Эксперименты показали, что для работы активной оптики очень удобно при помощи специального лазера создавать в верхних слоях атмосферы искусственную звезду (Laser Guide Star, LGS) – маленькое яркое пятно, постоянно присутствующее в поле зрения телескопа. Как правило, для этого используется лазер непрерывного действия с выходной мощностью в несколько ватт, настроенный на частоту резонансной линии натрия (например, на линию D_>2 Na). Его луч фокусируется в атмосфере на высоте около 90 км, там, где присутствует естественный слой воздуха, обогащенный натрием, свечение которого как раз и возбуждается лазерным лучом. Физический размер светящейся области составляет около 1 м, что с расстояния в 100 км воспринимается как объект с угловым диаметром около 1″. Например, в системе ALFA (Adaptive optics with Laser For Astronomy), разработанной в Институте внеземной физики и Институте астрономии Общества им. Макса Планка (Германия) и пущенной в опытную эксплуатацию в 1998 г., аргоновый лазер накачки мощностью 25 Вт возбуждает лазер на красителях выходной мощностью 4,25 Вт, который и дает излучение в линии D