вернёмся в библиотеку?

«Земля и Вселенная» 1994 №1




Астрономия

Инфракрасное небо
и космические
исследования


Г. Б. ШОЛОМИЦКИЙ,
кандидат физико-математических наук
Институт космических исследований РАН

Инфракрасное излучение было открыто Джоном Гершелем, сыном знаменитого В. Гершеля, более полутора столетий назад. Однако из-за непрозрачности атмосферы, а точнее, содержащихся в ней водяного пара и углекислого газа, развитие астрономических исследований в инфракрасном и субмиллиметровом диапазонах происходило чрезвычайно медленно. В 1961 г. Ф. Лоу в США изобрёл глубокоохлаждаемый полу-проводниковый болометр после чего появилась возможность для проведени наблюдений в имеющихся к счастью, узких «окнах прозрачности» атмосферы, расположив телескопы высоко в горах или на борту самолета. Но лишь после того, как телескопы, наконец, был вынесены за пределы атмосферы Земли, появилась инфракрасная (ИК) субмиллиметровая (СММ) астрономия.

История ИК— и СММ-астрономии — летопись непрерывной борьбы ученых с атмосферой и попыток наблюдателей установить свои инструменты как можно выше над Землей. С середины нашего столетия стали размещать телескопы на высоких горах, на самолетах, аэростатах и высотных ракетах. Это позволило существенно уменьшить влияние атмосферного поглощения, поскольку содержание молекул воды в ней уменьшается в 2,71 раза с возрастанием высоты на 1,5 км. В результате ИК-телескопы появились на самых высоких и удобных для таких наблюдений высокогорных обсерваториях: Мауна Кеа на потухшем вулкане одного из Гавайских островов, США (высота 4200 м), Шорбулак Памирской астрономической экспедиции Академии наук РФ, Таджикистан (высота 4350 м). Но окончательно удалось устранить влияние атмосферы, вынеся телескопы в космос. Это, кстати, позволило достичь невиданного ранее дополнительного роста чувствительности приемников. Дело в том, что их собственный шум в ИК-диапазоне (с понижением температуры болометров — и в СММ-диапазоне) мал по сравнению с фотонным шумом, который резко снижается при охлаждении оптики телескопов в вакууме. Более того, понижая температуру, можно снизить порог чувствительности телескопа значительно сильнее, чем увеличивая диаметр.

И все же космические эксперименты привлекают внимание не только этим «двойным» повышением чувствительности. Протяженные объекты и области, являющиеся источниками космического ИК-излучения невозможно изучать наземными и стратосферными телескопами эмиссии и неравномерности поглощения атмосферы. Возвращаясь к диаметру телескопа, напомним, что при измерениях яркости фона его увеличение ничего не дает.

Первые космические эксперименты с криогенным охлаждением ИК-приемников проводились в ходе исследования земной атмосферы в Физическом институте им. П. Н. Лебедева с борта спутников «Космос» и орбитальных станций «Салют-4» и «Салют-6». За рубежом криогенные, т. е. охлаждаемые сжиженным газом, телескопы, созданные на основе опыта астрономических наблюдений в горах, на самолетах и аэростатах, «полетели» сначала на высотных ракетах. Хотя такие исследования отличались коротким временем работы и имели другие неудобства, они были довольно просты, поскольку в них легко решалась проблема удержания жидкого гелия, обычно охлаждающего телескопы. Дело в том, что в невесомости он способен вытекать из криостата, в который заключен инструмент, во всех направлениях, а на ракете, благодаря ее вращению вокруг вертикальной оси, он удерживается центробежной силой в нижней части сосуда, т. е. вдали от горловины.

УСТРОЙСТВО И РАБОТА ПЕРВОГО ОРБИТАЛЬНОГО ИК-СПУТНИКА

Настоящий же расцвет ИК-астрономии начался с запуском спутника IRAS (Infrared Astronomical Satellite), разработанного учеными США, Голландии и Англии (Земля и Вселенная, 1983, № 5, с. 29.— Ред.). 26 января 1983 г. американская ракета-носитель «Дельта» доставила его на солнечно-синхронную околоземную орбиту с периодом 1 ч 43 мин.

Спутник должен был произвести обзор неба на нескольких «экзотических» длинах волн, и ИК-телескоп, установленный

Пример спектра пропускания земной атмосферы (субмиллиметровая область). По вертикали отложено пропускание (в %), по горизонтали — длина волны (в мм)
на его борту, отличался множеством новых, необычных решений и имел уникальные характеристики. В отличие от крупных стеклянных или кварцевых инструментов, работающих в видимом диапазоне, его оптика была изготовлена фирмой «Перкин Элмер» (США) из бериллия, чтобы уменьшить его массу, свести к минимуму температурные деформации при ее охлаждении до криогенных температур и исключить возможность растрескивания. В результате масса объектива телескопа с облегченной конструкцией главного зеркала (его диаметр — 60 см, входной зрачок 57 см) была всего лишь 72 кг. Для сравнения можно сказать, что масса оптической части аналогичного по диаметру оптического телескопа «Цейсс-600» — более 200 кг. Наблюдения показали, что дифракционное качество объектива достигалось на волнах 25, 60 и 100 мкм, где ширина кружка рассеяния равнялась 25", 60" и 100" соответственно (в коротковолновом канале — 12 мкм — около 80% света концентрировалось в кружке 25" вместо планируемых десяти). Излучение боковых источников — Солнца, Луны, Юпитера — ослаблялось блендой телескопа, тщательно зачерненной специальным поглощающим покрытием. Для контроля аппаратуры в полете и проверки ее перед запуском на Земле во вторичном зеркале сделали центральное отверстие, за которым располагались калибровочные излучатели. Кроме того, рядом с обзорными детекторами находился спектрометр низкого разрешения и модуляционный фотометр.

График показывает относительную чувствительность нескольких ИК-телескопов в зависимости от температуры и диаметра главного зеркала. Обратите внимание, что с охлаждением телескопа его чувствительность повышается значительно быстрее, чем с увеличением диаметра

Благодаря тому, что была применена широкоугольная схема Ричи—Кретьена и поле зрения телескопа достигало 1°, в фокальной плоскости удалось разместить более 60 ИК-детекторов из легированного кремния и германия и восемь оптических фотоприемников для регистрации звезд, а также необходимые светофильтры и предварительные усилители. Приемники установили так, чтобы при орбитальном движении звездные изображения пересекали их в поперечном направлении. Каждый из них, что тоже специфично, для длинноволновых инструментов, был установлен в полости с золочеными отражающими стенками. Каждая из спектральных полос, в которых должен был наблюдать IRAS, «вырезалась» многослойными интерференционными фильтрами, а в диапазонах 60 И 100 мкм еще и дополнительными поглощающими кристаллическими материалами и рассеивающими порошковыми фильтрами, ослаблявшими коротковолновую часть спектра. Эти полосы выбирались так, чтобы регистрировать определенные источники ИК-излучения, например, атмосферы холодных звезд или сильно нагретой околозвездной пыли (2000 К), планет и межпланетной пыли (273 К) и холодного межзвездного вещества. Забегая вперед, можно сказать, что в последней группе, как впоследствии поможет выяснить IRAS, оказалось излучение многочисленных галактик, в которых основная масса межзвездной пыли находится при еще более низкой температуре, например, 22 К в Млечном Пути, но это уже результат другого спутника — СОВЕ.

Весь телескоп был заключен в криостате, внутри тороидального бака с жидким гелием (масса которого при пуске составляла 73 кг) и был охлажден еще на Земле до температуры 2—5 К. На детекторах при их включении температура стабилизировалась на уровне 2,6 К. Сам сжиженный газ находился в состоянии непрерывного кипения в сверхтекучем состоянии, когда он обладает повышенной теплотой испарения. Длительность хранения гелия ограничена испарявшими его теплопритоками от наружного кожуха криостата по подвескам, выполненным из низкопроводящего стеклопластика, и тепловым излучением металлических поверхностей. Последнее было максимально снижено промежуточными радиационными экранами и многослойной теплоизоляцией. Дополнительное уменьшение испарения и продление жизни и продуктивной работы спутника до 300 сут получили за счет снижения температуры наружного кожуха до 195 К, экранируя весь криостат солнечной батареей.


Внешний вид и устройство орбитального ИК-телескопа IRAS. Цифрами обозначены: 1 — сбрасываемая крышка, 2 — бак со сверхкритическим гелием, 3 — вторичное зеркало, 4 — экран, защищающий от земного излучения, 5 — главное зеркало, 6 — комплект фокальных фотоприемников, 7 — датчик горизонта, 8 — заправочные отверстия, 9 — аппаратура дополнительного голландского эксперимента, 10 — блоки электроники, 11 — бак со сверхтекучим гелием, 12 — оптическая бленда, 13 — противосолнечный экран, 14 — система для безмоментного сброса паров гелия. На врезке — полосы пропускания четырех обзорных каналов (сплошные линии) и расчетные спектры излучения черных тел с Т = 273 К и 22 К (характерная температура излучения галактической пыли)

Использование этого фактора (постоянная тень с одной стороны криостата) и, главное, защита самого телескопа от солнечного излучения стали возможны благодаря выбору для спутника солнечно-синхронной орбиты. Дело в том, что мощных помех, создаваемых Землей, можно избежать, лишь сориентировав ось телескопа в противоположную от нее сторону, что на обычных околоземных орбитах затруднительно из-за прямой засветки Солнцем на некоторых витках и нестабильности теплового режима приборов в остальное время. Годичное движение Земли вокруг Солнца приводит к его видимому смещению среди звезд на 1° в сутки, и его можно компенсировать прецессионным поворотом орбиты ИСЗ, используя несферичность Земли. Компенсации достигают, запуская космический аппарат на круговую орбиту с наклонением к экватору 99° («обратное» вращение) и высотой 900

Схема показывает вид нашей Галактики в ИК-лучах из Большого Магелланова Облака. На небе БМО четко различимая спираль Млечного Пути занимает площадь размером 20° x 35° (цифры по осям соответствуют градусам на небесной сфере БМО). Изображение построено после обработки данных IRAS

км. Такой запуск несколько сложнее, чем при выведении на обычную «прямую» орбиту, но достижимый в результате тепловой режим криогенного телескопа и качество получаемой информации гораздо важнее, и это однозначно и решило вопрос1. Но чтобы дважды или трижды осмотреть большую часть неба и получить при этом надежность каталога 99,8%, пришлось создать дополнительную защиту от Солнца, чтобы можно было время от времени отводить телескоп от местного зенита (например, когда там находилась Луна) и повторно наблюдать наиболее интересные объекты в почти неисследованном участке спектра 50-100 мкм. Для этого разработчики установили перед апертурой телескопа полуконический экран, защищавший от рассеяния света на элементах конструкции (уменьшить излучение самого экрана удалось, радиационно охладив его до 95 К). Внутри противосолнечного экрана находилась автономно охлаждавшаяся герметичная крышка, которая через неделю после запуска спутника была сброшена, после чего и начались почти непрерывные наблюдения2. Чтобы обеспечить высокое качество эксперимента, потребовались и другие специфические меры.

1Готовящийся к запуску в Японии в 1994 г. криогенный телескоп IRTS («Инфракрасный телескоп в космосе») будет «избегать» Солнца по другой схеме — путем синхронизации вращения вокруг своей оси, направленной к Солнцу, с периодом орбиты.

2Наблюдения ненадолго прерывались только над Южной Атлантической аномалией и над станцией приема и управления, когда были слишком велики помехи от заряженных частиц или от передатчика, «сбрасывавшего» информацию на Земпю.


Среди многочисленных открытий, сделанных с борта спутника IRAS,- протопланетные системы, представляющие собой газопылевые диски вокруг звезд, по спектральному классу близких к Солнцу. Наведя наземный телескоп на одну из таких звезд Р Живописца и получив это электронное изображение, ученые впервые смогли увидеть их в видимых лучах
IRAS — ТРИУМФ ИК-АСТРОНОМИИ

Телескоп, снабженный служебными системам электропитания, ориентации, телеметрии и yпpaвления, передавал информацию каждые 10—14 ч на пункт приема и управления, специально построенный в Англии. Итогом девятимесячной работы стал каталог, содержащий почти 250 тысяч источников ИК-излучения и карты распределения теплового фона с угловым разрешением до 1,5'. Самые яркие составляющие фона, как оказалось, принадлежат межпланетной и межзвездной пыли, распределенной преимущественно вдоль плоскости эклиптики и Млечного Пути и раньше наблюдавшейся «урывками» с высотных ракет. IRAS помог ученым построить модели распределения пыли (в общем совпадающие с традиционными картами) по ее эмиссии и по рассеянному ею солнечному (зодиакальному) свету. Точно так же было изучено и распределение высокоширотной галактической пыли — по переизлучению общего света звезд. На картах инфракрасного фона неба обнаружились интересные отличия. Параллельно плоскости эклиптики были обнаружены вытянутые «вторичные» полосы, которые предположительно могут принадлежать остаткам столкнувшихся астероидов за орбитой Марса.

Высокая чувствительность приборов IRAS к излучению космического твердого вещества подтвердилась и открытием сотен новых астероидов и ряда комет, а также кометных следов, представляющих собой остатки потерянного кометами вещества. Интересно, что в процессе поиска протяженных образований при обработке данных были найдены также светящиеся следы за искусственными околоземными объектами.

Вне Солнечной системы IRAS нашел две новые протяженные составляющие ИК-излучения. В коротковолновом диапазоне (12 мкм) спутник регулярно регистрировал избыток, оказавшийся излучением мельчайших пылинок и органических молекул (полиароматических углеводородов, ПАУ) в плоскости Млечного Пути. ИК-полосы этих веществ, наблюдаемые на наземных телескопах в спектральном интервале 3—12 мкм, лучше всего отождествляются с продуктами сгорания бензина (автомобильная сажа!). Еще предстоит выяснить, являются ли источниками ПАУ верхние атмосферы звезд или межзвездные молекулярно-пылевые облака. На другом участке своего рабочего диапазона, на длине волны 100 мкм, IRAS обнаружил локальные избытки излучения от холодных и протяженных высокоширотных газопылевых облаков, названных циррусами.


Энергетические спектры некоторых ИК-галактик ультравысокой светимости и квазаров. Исчезновение избытка ИК-излучения (понижение кривой в левой части спектра) связано с возрастом объекта (чем ниже объект на графике, тем он старше) и объясняется «выметанием» из него пыли жестким излучением и потоками частиц

Составление каталога зарегистрированных спутником астрономических объектов стало возможным после трудоемкой процедуры их выделения на фоне мешающих околоземных сигналов и космических лучей. Далекие источники излучения опознавались по повторяемости их сигналов — импульсов определенной длительности — на соседних фотоприемниках (через несколько секунд), на соседних витках (через несколько часов) и в разных положениях плоскости орбиты относительно Солнца (через несколько недель). Отсутствие каких-либо из этих повторений служило основанием для исключения сигнала как результата воздействия заряженных частиц космических лучей.

Основная часть информации в полученном в результате наблюдений банке данных относится к звездам самых разнообразных спектров — от «падающих» с длиной волны у нормальных звезд до «растущих» у окруженных массивными пылевыми оболочками.

Сюрприз преподнесла одна из близких и, казалось бы, хорошо изученных звезд — α Лиры, Вега. У этой горячей звезды спектрального класса А0, многие годы из-за простоты спектра служившей спектрофотометрическим стандартом, неожиданно был обнаружен ИК-избыток над продолжением спектра самой звезды, который по аналогии с другими, более далекими звездами, был объяснен присутствием вблизи Веги твердого вещества. Угловой размер облака этих частиц был оценен в 20", а цветовая температура излучения указывает на радиус их орбит около 80 а.е. При возрасте звезды 300 млн лет, определенном для главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга—Рессела, отсутствуют мелкие пылинки, и должны преобладать крупные тела размером более 1 мм.

Важное достижение команды IRAS в понимании эволюции активных галактик и квазаров — открытие инфракрасных галактик или так называемых галактик ультравысокой светимости. По-видимому, столкновения обычных галактик или, как стало модно говорить, «каннибализм» самых массивных из них приводит к поддержанию вспышки звездообразования по всему объему межзвездного вещества и активности ядра (аккрецией вещества на центральное тело). Эти объекты фактически — скрытые инфракрасные квазары, которые становятся оптически видимыми после выдувания пыли под воздействием жесткого излучения и звездного ветра. При этом основная часть излучения перемещается из ИК-диапазона через видимый и ультрафиолетовый в область высоких энергий. Недавно в архиве данных IRAS обнаружен объект с красным смещением Z = 2,29 и с рекордно высокой светимостью — около ста тысяч миллиардов Солнц. Это, по-видимому, протогалактика, обладающая большим количеством газа и очень яркой смещенной линией Нα. Знаменитая линия наблюдается у нее вместо своего обычного места (на длине волны λ0 = 656 нм) на λ = λ0 (1 + Z) = 2,16 мкм.


Строение и размеры (в см) сжимающегося протозвездного облака после формирования его центрального ядра (слева) и предвычисленные ИК-спектры (разные модели) его излучения (начальная масса 10 M⊙) генерирующих импульс лишь в одном из фото-приемников, либо околоземных объектов и обломков, видимых только на соседних фотоприемниках. Опознавание объектов Солнечной системы производилось по смещению среди звезд за несколько недель.

Если IRAS, обладавший низким угловым разрешением, сыграл роль «наводчика» для крупных наземных телескопов, то будущие космические проекты нацелены на объединение высокой чувствительности и разрешения.

СОВЕ, ISO И ДРУГИЕ

Следующим за IRAS стал спутник СОВЕ, получивший прекрасные результаты, от обработки которых сейчас ожидают очень многого (Земля и Вселенная, 1993, № 2, с. 18). На СОВЕ для охлаждения приборов использовали такой же, как на IRAS, гелиевый криостат, и запущен он был в 1989 г. на аналогичную орбиту. Угловое разрешение телескопов СОВЕ значительно ниже, чем у его предшественника, поэтому импульсные сигналы от внешних источников излучения были недостаточно короткими для их надежной регистрации на фоне температурных дрейфов, изменяющихся вне боковых засветок Солнцем, Землей другими тепловыми помехами. Поэтому СОВЕ придали постоянное вращение вокруг своей оси (с периодом около 50 с), направленной в местный зенит, и каждому внешнему источнику или неоднородности фона на выходе приемников соответствовал легко отличимый периодический сигнал.

Хотя жидкий гелий, охлаждавший ИК— и СММ-приборы СОВЕ, кончился примерно через 10 месяцев полета, медленный рост температуры в криостате, в котором, как и у IRASa, находились телескопы, позволил вести измерения в высоковолновых каналах еще более года3.

3С радиометров миллиметрового диапазона, не требующих криогенного охлаждения, продолжает поступать информация.

Одной из научных задач, стоящих перед коллективом СОВЕ, было оценить возможный вклад, внесенный «ранними» галактиками в эпоху их образования, в общий фон неба. Этот вклад может проявиться, вообще говоря, в двух областях спектра — в ближней инфракрасной (1—5 мкм), куда из-за общего расширения Вселенной смещается (за счет красного смещения) УФ-излучение ранних звезд, и в субмиллиметровой (100— 1000 мкм), куда аналогичным образом должны сместиться ИК-избытки от пыли, нагретой ультрафиолетовым излучением звезд. Поскольку речь идет об изотропном внегалактическом излучении, наблюдавшемся ранее с высотных ракет в области максимума спектральной яркости группой профессора Т. Мацумото (Нагойский университет, Япония), еще требуется тщательное исключение более близких составляющих фона — эклиптической и галактической. Данные СОВЕ вполне способны подтвердить или опровергнуть открытие японских ученых (1988 г.) и по результатам изучения спектров (минимальная длина волны 1,25 мкм короче в 10 раз по сравнению с IRAS), и по выделению зодиакального света при помощи проведенных поляризационных измерений (каналы 1,25; 2,2 и 3,5 мкм). Что касается СММ-избытков, то никаких отклонений, кроме принадлежащего пыли нашей Галактики, от равновесного спектра с температурой 2,73 К СОВЕ не обнаружил. Возможно, ясность в этот вопрос внесут сами японцы, которые собираются запустить в 1994 г. небольшой охлаждаемый телескоп с диаметром объектива 15 см, с угловым разрешением впятеро лучшим, чем у СОВЕ, и это поможет уменьшить «вклад звезд» в общий фон. Запас жидкого гелия и экваториальная орбита ограничивают время функционирования спутника одним месяцем (на высотной ракете наблюдения продолжаются обычно пять минут).

Европейское космическое агентство готовит к запуску на орбиту, тоже в 1994 г., целую ИК-обсерваторию ISO, в составе которой имеется аналогичный IRAS телескоп с четырьмя значительно более мощными фокальными приборами, которые будут получать спектры и изображения в диапазоне длин волн от 1 до 200 мкм в течение 1,5 лет. ISO планируется вывести ракетой-носителем Ариан-IV на эллиптическую орбиту с периодом 12 ч, и тепловая защита телескопа обеспечивается его ориентацией по программе. О степени насыщенности программы свидетельствует то, что некоторые приборы обсерватории, например ИЗОФОТ, будут регистрировать внешние излучения даже в периоды перенаведения телескопа между экспозициями.

Еще более мощная ИК-обсерватория, названная SIRTF, готовится к запуску в США. Это космический ИК-телескоп-лаборатория с диаметром главного зеркала 85 см, с широким набором фокальных приборов и точностью системы астроориентации и стабилизации лучше 0,1". Запуск этого охлаждаемого инструмента на круговую орбиту высотой 100 тыс. км и запас гелия должны обеспечить его функционирование в течение 5 лет. Проекты более крупных телескопов с диаметром 4—10 м, разрабатываемые для СММ-диапазона, предусматривают умеренное радиационное охлаждение зеркал вблизи Земли. Но недавно на конкурс Европейского космического агентства большой группой ученых Европы, США, России и Японии представлен проект ИК-телескопа диаметром 1,7 м, который по замыслу инициативной группы должен радиационно, без применения крио-агентов охладиться до температуры около 20 К. Для этого телескоп придется запускать на орбиту спутника Солнца в одну из точек Лагранжа, где он будет постоянно экранирован от тепловой засветки Солнца, Земли и Луны. Охлаждение фотоприемников до более низких температур предоставляется газохолодильным машинам замкнутого цикла, которые проходят испытания на ИСЗ и в Резерфордовской лаборатории (Англия) и способны обеспечить его работу в течение 10 лет.

На примере ИК-астрономии хорошо прослеживается прогресс космических методов исследований. Если в спутниках СОВЕ и IRAS стабильный тепловой режим обеспечивается большим наклонением и солнечно-синхронной прецессией низкой орбиты, а в японском IRTS — синхронизацией собственного вращения с орбитальным периодом, то в SIRTF и в «Эдисоне» это будет достигнуто запуском на высокие орбиты вокруг Земли и даже вокруг Солнца. В нашей стране удобен для установки ИК-телескопов высокоэллиптический спутник «Прогноз», благодаря солнечной ориентации имеющий постоянную теневую зону и длительное время находящийся в апогейной зоне вдали от Земли.

О возможностях проекта «Эдисон» говорит то, что его аппаратура, возможно, сможет зарегистрировать планеты около других звезд и даже признаки присутствия на них жизни. Не менее высокие характеристики внеатмосферных телескопов нужны и для исследований переменности квазаров, ведь именно в ИК-диапазоне существуют наибольшие шансы увидеть эволюцию квазаров по световым эхо, оставшимся вокруг них в процессе эволюции от протогалактик или ИК-галактик ультравысокой светимости. Такие гало, возникающие вследствие рассеяния на электронах межгалактического газа, будут выглядеть значительно ярче при смещении спектров ИК-галактик в сторону длинных волн. Разработанная методика их обнаружения, возможно, позволит проверить наши представления о взаимодействии с окружающим газом и долговременной эволюции сверхмассивных черных дыр.

Разрабатывается и небольшой отечественный проект ИК обзора неба ИКОН с телескопом диаметром 15 см для уточнения модели нашей Галактики и распределения в ней органических молекул ПАУ (широкоугольный 4-зеркальный металлообъектив «Асфар-22», изготовленный в ВНЦ ГОИ им. С. И. Вавилова, показал в неохлажденном состоянии качество изображения, не уступающее телескопу IRAS). Благодаря большому полю зрения, около 5°, телескоп сможет многократно регистрировать все астрономические, в том числе и переменные, объекты, практически неизученные в ИК-диапазоне, а время жизни телескопа (при периодическом отогреве вблизи перигея) может быть сделано, по «идеологии» «Эдисона», очень большим. Получение последующих ИК-каталогов (вслед за спутником IRAS) и их сравнение выявят вспышки протозвезд и сверхновых звезд в нашей Галактике, скрытых пылевым поглощением.