Цифровой журнал «Компьютерра» № 89

Важно одно: понять, как это можно с пользой и интересом употребить. А понять – значит уменьшить меру нашего незнания. В чём и состоит суть информации.

К оглавлению

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.