Большой обзорный телескоп LSST

Есть задачи, которые требуют быстрого периодического обзора всего неба или значительной его части: обнаружение астероидов, комет, транснептуновых объектов, сверхновых (особую ценность представляет тип Ia), наблюдение переменных звезд, послесвечения гамма-всплесков.

Поиск экзопланет транзитным методом и микролинзированием также требует постоянного или частого наблюдения больших участков. Для этих целей существуют обзорные телескопы с большим полем зрения. Известные примеры — Слоуновский телескоп (программа SDSS) и Pan-STARRS.

Эффективность обзорного телескопа определяется как произведение площади поля зрения на площадь главного зеркала. Чтобы видеть больше, нужно увеличивать или диаметр главного зеркала, или угловой размер поля зрения (оптимальный вариант — то и другое в равной мере). Оба пути непростые и ведут к удорожанию. Эффективность обычного 4-метрового телескопа «в среднем» 1 квадратный метр на квадратный градус. Для сложнейшего SDSS этот параметр составляет 28.

В 2001 году начался новый проект — LSST — Large Synoptic Survey Telescope, Большой обзорный телескоп. Он строится на горе Cerro Pachon в Чили и является главным приоритетом в наземной астрономии США. Диаметр главного зеркала составляет 8,4 метра, но из-за сильного виньетирования вторичным зеркалом светособирающая способность как у 6,5 метров.

Предельная звездная величина 27,8, а эффективность 336 кв. метр на кв. градус, то есть на порядок больше, чем у Слоуновского. Каждые 15 секунд он будет делать снимок размером 3,2 гигапикселя и переходить к следующему участку. Размер снимаемого участка неба составит 3,5 градуса, что по площади в ~40 раз больше диска Луны или Солнца.

Что интересно, данные будут сразу же доступны. Кроме того, система обработки данных будет выдавать миллионы оповещений за ночь о событиях, чтобы их сразу же можно было исследовать на других телескопах (к примеру, гамма-всплеск длится секунды и минуты, событие микролинзирования порядка суток, так что времени мало).

Список запланированных и возможных задач огромен. Основные цели:

1) Изучение тёмного вещества и темной энергии через составление карты галактик и их влияния на пространство-время;
2) Составление каталога малых тел Солнечной системы, в том числе 60-90% потенциально опасных астероидов >140 метров;
3) Изучение переменных звезд и кратковременных событий;
4) Изучение структуры и формирования Млечного Пути.

Ожидается обнаружение тысяч близких звезд (через параллакс), 2-3 события микролинзирования за ночь, каждый год межзвездный объект. Всё южное небо будет картографировано до 27 звездной величины за 10 лет.

Кроме того, уже сейчас рассчитывают обнаружить непредвиденные, ранее не известные явления.

Когда говорят об обзорных телескопах, всегда упоминают их важность для науки, но нечасто о том, что получить большое поле зрения — нетривиальная задача. В идеале качество изображения ограничено дифракцией. Для наземного инструмента — атмосферным размытием, и в лучшем случае предельная разрешающая сила 0,4 угловых секунды. Но с увеличением поля зрения быстро растут искажения-аберрации.

Сферическое зеркало в силу своей симметрии допускает больший угол, но ему свойственна сферическая аберрация — участки на разном расстоянии от оси имеют разное фокусное расстояние. Однако было найдено, что параболический рефлектор строит идеальное изображение точки, находящейся на его оси. Внеосевые изображения остаются искажены комой, астигматизмом, кривизной поля и другими аберрациями. В наибольшей степени мешает кома. Она обусловлена нарушением симметрии широкого пучка лучей, идущего под углом к оси (чего, естественно, нет для сферического зеркала).

Диаметр поля в лучшем случае 20 угловых минут (немного меньше Луны) — все небо с ним осматривать придется долго! Решением стала апланатическая (то есть свободная от комы) система Ритчи-Кретьена. В ней главное и вторичное зеркала имеют гиперболическую форму. Такую конструкцию имеют, например, космический телескоп Хаббл и будущий ТМТ.

Теперь ограничивающим фактором становится астигматизм — аберрация, при которой изображение точки, находящейся вне оси, представляет собой два отрезка прямой, расположенных перпендикулярно друг другу на разных расстояниях от фокальной плоскости. Телескоп, где исправлена сферическая аберрация, кома и астигматизм, называется анастигмат. Его конструкция сложнее, чем у апланата. Например, введение третичного зеркала (как у E-ELT или JWST) при определенном подборе параметров позволяет исправить, кроме того, дисторсию и кривизну поля.

Есть множество оптических схем обзорных телескопов. Конструкторы LSST выбрали трехзеркальный анастигмат Мерсенна-Шмидта. Собственно система Мерсенна состоит из двух параболических зеркал. Первичное вогнутое, вторичное выпуклое. Они выдают параллельный пучок лучей, но меньшего сечения. Добавленное к ним третичное сферическое вогнутое, как в камере Шмидта. Для компенсации сферической аберрации вторичному зеркалу тоже придали форму сферы. Кроме того, перед фокальной плоскостью поставили огромный линзовый корректор. Все эти ухищрения позволили достичь поля зрения 3,5 градуса.

Строительство началось в 2007 году, отливка — в 2008. Несмотря на дефекты объединенного первичного и третичного зеркала, качество поверхности удалось довести до требуемого к 2015. Здание достроено. Завершение строительства — в 2019 году.

Источники:
1. lsst.org
2. В.Ю. Теребиж – Широкоугольные оптические телескопы.

Оставить комментарий

Ваш email не будет опубликован. Обязательные поля отмечены *