Книга: Астероидно-кометная опасность: вчера, сегодня, завтра

6.3. Перспективные проекты

6.3. Перспективные проекты

6.3.1. Перспективные наземные оптические средства, разрабатываемые в мире. Наиболее интенсивно работы по проектированию систем обнаружения проводятся в США. Традиционно к решению проблемы поиска предельно слабых объектов с требованием максимального охвата неба существуют два подхода: построение одного большого обзорного телескопа или создание сети меньших телескопов. Первый вариант кажется проще, но стоимость его гораздо выше. Второй вариант обладает важным преимуществом — большей надежностью и достоверностью получаемой информации. Соответственно в рамках подготовки программы массового обнаружения малых тел Солнечной системы с размерами свыше 100 м предлагаются два проекта — LSST (Large Synoptic Survey Telescope, Большой обзорный телескоп) и Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System, Панорамный обзорный телескоп и система быстрого отклика).

Для сравнения эффективности различных широкоугольных систем используется такая характеристика, как throughput (англ.), или etendue (франц.) (русское значение «эффективность»):

где A = ?D²/4 — площадь эффективной апертуры телескопа с диаметром D (в м²), ? = ?², а ? — поле зрения в градусах. Информативность E обусловлена тем, что эта величина пропорциональна объему пространства, изучаемого данным телескопом в течение одной экспозиции.

Рассмотрим перспективные проекты LSST и Pan-STARRS.

Проект LSST. Это телескоп с 8,4-м главным зеркалом, трехградусным полем зрения, эффективными апертурой 6,9 м и площадью 38 м². Ожидаемая эффективность обзора E составляет около 320 м² град.². Выбор оптической схемы был сделан в пользу трехзеркального телескопа Пола (предложен в 1935 г.), дополненного трехлинзовым корректором (рис. 6.8).

Фокальная поверхность этого телескопа является не совсем плоской, и диаметр линейного изображения будет около 54 см. Такую поверхность может покрыть только мозаика из отдельных ПЗС-матриц, причем мозаика может быть собрана либо в плоскости, и тогда будет наблюдаться слабая расфокусировка от центра к краям, либо на поверхности, близкой к фокальной. Очевидно, что при современных технологических ограничениях количество таких матриц будет свыше 100 (при размере одиночной матрицы 35 ? 35 мм количество необходимых матриц будет около 180). Таким образом, при формах одной матрицы 4098 ? 4098 пиксел общее количество пикселов будет около 3 миллиардов. Если учесть размеры каждой матрицы в пикселах и информативную единицу с каждого пиксела размером 16 бит, легко оценить объем информации, получаемый после каждой экспозиции. Этот объем превысит один терабайт. Обработать, особенно оперативно, такой объем информации — задача сверхсложная и включает в себя множество технологических проблем, которые нужно разрешить для обеспечения эффективной работы всей системы. Пуск телескопа в строй ожидается в 2015–2016 гг.

^{Рис. 6.8. Оптическая схема обзорного телескопа LSST (http://www.lsst.org/lsst/science/optical_design)}

^{Рис. 6.9. Телескоп PS1 на Гавайях (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)}

Проект Pan-STARRS. Проект Pan-STARRS, или PS, направлен на реализацию обзорных задач по обнаружению предельно слабых малых тел Солнечной системы. Первый этап проекта предусматривает установку и отработку основных компонентов получения и обработки информации, поступающей с четырех телескопов диаметром 1,8 м и полем зрения 3 квадратных градуса каждый, установленных на одной монтировке, которые могут работать как автономные телескопы, так и в качестве телескопов составной апертуры. Этот проект получил обозначение PS4. Тестовый вариант PS1 состоит из одного телеcкопа на отдельной монтировке (рис. 6.9). При этом, если для одного телескопа E составляет около 40,5 м² град.², то суммарная эффективность обзора будет выше в зависимости от режима работы и может увеличиться почти в 4 раза. Конечно, это значительно меньше, чем у LSST, но можно предположить, что это окупится преимуществами многоапертурной системы. Они сводятся к следующему [Теребиж, 2005]:

— с увеличением диаметра стоимость телескопа растет быстрее, чем площадь его апертуры. Поэтому с помощью совокупности меньших телескопов дешевле достичь той же эффективности обзора. Дополнительное уменьшение стоимости связано с тем, что небольшие телескопы изготавливаются сравнительно быстро;

— большой телескоп по необходимости должен иметь высокую светосилу, что ведет к ряду трудностей: форма оптических поверхностей становится сложной, допуски на стабильность системы — чрезвычайно жесткими, непросто достичь согласования с фильтрами и пр.;

— если сеть телескопов регистрирует изображения одной и той же области неба, то повышаются надежность отождествления слабых объектов постоянной яркости и эффективность обнаружения переменных объектов. При необходимости часть или все телескопы сети можно направить в разные области неба;

— специальные исследования с телескопами диаметром менее 2 м показали, что атмосферные вариации наклона волнового фронта можно компенсировать путем управления процессом накопления зарядов на детекторе. Для телескопов большего размера возможность коррекции такого вида остается открытой;

— расширяется динамический диапазон системы регистрации; — при разумном распределении телескопов по долготе возможно проследить за временным развитием переменных событий.

Оптическая схема одиночного телескопа Pan-STARRS представляет собой систему квази-Ричи — Кретьена. Эквивалентное фокусное расстояние телескопа равно 8 м, соответствующий масштаб изображения — 38,8 микрон в угловой секунде. Пиксел детектора размером 15 мкм проецируется на небо в пределах угла 0,4?.

Телескоп PS1 установлен на Гавайях, построен в 2006 г., а в 2007 г. был сдан в эксплуатацию. В проекте PS планируется использование гигапиксельной ПЗС-системы с квантовой эффективностью не хуже 66 % в пике спектральной чувствительности. На рис. 6.10 (см. вклейку) показана мозаика из ПЗС-матриц, которая будет использоваться в качестве детектора изображения для телескопа PS1. Она состоит из 60 мозаик, каждая из которых включает 8?8 отдельных ПЗС-матриц, размещенных на одной подложке. В качестве монтировки используется монтировка лазерного дальномера, переданная ученым американскими военными. Этот телескоп позволит отработать все основные моменты работы обзорного телескопа PS4.

^{Рис. 6.11. Изображение кометы Холмса, полученное на телескопе PS1 в 2008 г. (http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/)}

В настоящее время осуществляется тестирование телескопа PS1. На рис. 6.11 представлено изображение кометы Холмса, полученное на этом телескопе.

В проекте PS4 на одной монтировке планируется разместить четыре таких телескопа, которые будут направлены одинаково. Запуск полноценной версии PS4 планируется к 2010 г. Сколько всего таких инструментов следует изготовить и как их расположить, вопрос пока остается открытым.

6.3.2. Работы по созданию наземных оптических систем обнаружения и сопровождения, проводимые в России. В России работы по созданию современной системы обнаружения телескопами с апертурой свыше 1 м проводятся, по-видимому, только в Институте солнечно-земной физики (ИСЗФ) СО РАН. Такая система обнаружения строится на базе телескопа АЗТ-33, разработанного в ЛОМО. С использованием современной ПЗС-системы, покрывающей большую часть поля зрения, эта система сможет иметь диаметр поля зрения около 3° с проницающей способностью до 23^m при экспозиции около 1 мин. Этот телескоп диаметром 1,6 м находится в стадии изготовления, и уже подготовлена астрономическая башня для его установки на Саянской обсерватории в Мондах, где смонтирован и работает также телескоп АЗТ-33ИК, ориентированный на исследования космических объектов в инфракрасной области спектра (см. рис. 6.12 на вклейке). АЗТ-33ИК может быть использован и в программах изучения физических свойств открытых и вновь открываемых объектов.

Разработки обзорных телескопов большого диаметра в России проводились и проводятся (см., напр., [Аронов и др., 2007]). Но пока в России не будет на государственном уровне принята целевая программа развития отечественных средств обнаружения и мониторинга потенциально опасных небесных тел, такие разработки в области астероидно-кометной опасности будут не востребованы. Стоит также упомянуть об обзорных телескопах, которые могут использоваться для нужд обороны. Опыт США показывает, что если решения о создании системы мониторинга принимаются на государственном уровне, то отдельные элементы такой системы можно довольно быстро создать при минимальном дополнительном вложении средств за счет уже имеющихся ресурсов в других областях деятельности государства, например, используя телескопы, предназначенные для контроля космического пространства в прикладных целях.

Обсудим необходимые доработки существующих российских телескопов для их возможного использования в качестве телескопов обнаружения.

Как правило, существующие астрономические инструменты предназначены для исследований небольших участков неба и имеют фокусные расстояния, превышающие несколько метров. В основном на российских обсерваториях установлены телескопы системы Кассегрена или Ричи — Кретьена. Такие инструменты имеют поля зрения менее 1°, но линейные размеры этих полей нередко превышают 10 см. Понятно, что при использовании приемника 3 ? 3 см, большая часть поля зрения «пропадает». Для использования всего доступного поля зрения с современным единичным ПЗС-приемником (не блоком) необходима разработка и создание специального оптического устройства, вводимого в оптическую схему телескопа, которое, с одной стороны, согласует разрешение матрицы с масштабом изображения, и, с другой стороны, дает более или менее качественное поле зрения и позволяет использовать все теоретически доступное поле зрения телескопа. Понятно, что такие узкопольные телескопы рационально использовать только для задачи мониторинга, но не обнаружения.

Вторая очевидная проблема — это дооснащение телескопов действительно современными приемниками излучения.

Основная характеристика приемника, которая определяет проницающую способность инструмента — это квантовая эффективность. У современных приемников она достигает 90 % в видимом диапазоне спектра. Вторая важная характеристика — это динамический диапазон. Для приемника на основе ПЗС-матрицы эта характеристика напрямую связана с размером пиксела. Для пиксела размером 16 ? 16 мкм емкость заряда, который этот пиксел может накопить, равна примерно 180 000 зарядов электрона. Меньше размер — меньше емкость — меньше динамический диапазон. Кроме того, размер пиксела и их число определяют линейные размеры всей матрицы.

Для уменьшения темновых токов, которые становятся существенным негативным фактором в условиях накопления, в астрономических матрицах применяются системы охлаждения. Как правило, это либо элементы Пельтье, либо системы азотного охлаждения. Элементы Пельтье дают «умеренное» охлаждение. Один каскад при условии эффективного отвода тепла с нагреваемой поверхности дает разность температур примерно в 30 градусов между нагреваемой и охлаждаемой поверхностями. Соответственно двухкаскадный элемент Пельтье дает охлаждение примерно на 50 градусов. Подчеркнем, что такое охлаждение достигается относительно температуры окружающего воздуха. Так, если температура возле телескопа +20 °C, то температура матрицы может достигать –35 °C. Азотное охлаждение позволит получить температуру светочувствительной поверхности до –130 °C. Недостатком второго типа охлаждения является необходимость периодической заправки азотом, а значит, нужно иметь под рукой источник азота. Это не всегда может быть выполнено.

Опыт работы специализированных инструментов показывает, что для целей мониторинга на переоборудуемом телескопе хорошо подходит ПЗС-матрица с числом пикселов не менее 2048 ? 2048, с размером пиксела около 16 ? 16 мкм и охлаждением 2– или 3-каскадным элементом Пельтье.

Теперь обозначим проблему, не связанную с переоснащением телескопа, но от решения которой также будет зависеть успешность превращения обычного астрономического телескопа в средство мониторинга. Это программное обеспечение. В течение ночи при работе системы мониторинга с максимальной эффективностью количество информации будет исчисляться гигабайтами. При этом информация об обнаруженных объектах должна появляться уже после второго сканирования одной и той же части неба и проверяться после третьего сканирования. Поэтому к программному обеспечению по обработке изображений будут предъявляться очень жесткие требования по быстродействию, так как информацию нужно получать практически в реальном времени. У нас в стране проблема получения информации в реальном времени решена на отдельных малых обзорных инструментах (например, роботизированная система MASTER (Mobile Astronomical System of the Telescope-Robots [http://observ.pereplet.ru/]). С увеличением апертуры обзорных инструментов требования к быстродействию программного обеспечения будут более жесткими. Чтобы на каждой обсерватории не занимались созданием своего программного обеспечения, нужно решить проблему оснащения переоборудованных телескопов обнаружения унифицированным программным обеспечением. Например, такое программное обеспечение сейчас создается в ГАО РАН с учетом собственного наблюдательного опыта и опыта других наблюдателей и программистов (программа «Апекс»).

Рассмотрим теперь требования к системам сопровождения (мониторинга). Поскольку предполагается массовое обнаружение объектов и оперативное определение их предварительных орбит, возникает задача оперативного «подхватывания» таких объектов и их сопровождения до получения достаточной информации для уточнения орбиты и последующей каталогизации объектов. Объекты достаточно яркие (ярче 20^m) могут сопровождаться большим количеством телескопов умеренного размера, которые уже есть в мире. Это и профессиональные инструменты и даже инструменты продвинутых любителей астрономии.

Объекты более слабые (20–22^m) могут сопровождаться только достаточно крупными (более 1 м в диаметре) и, как правило, профессиональными инструментами. Такие инструменты работают обычно по своим программам, и их участие в регулярных наблюдениях потенциально опасных объектов может быть обеспечено только включением в наблюдательную программу федерального масштаба.

Объекты 22–24^m могут сопровождаться инструментами с апертурой около 2 м и более. Таких инструментов в нашей стране единицы: это инфракрасный телескоп АЗТ-33ИК (ИСЗФ) с апертурой 1,7 м в Мондах, 2-м телескоп Цейсс-2000 (ТФ ИНАСАН) в Терсколе, 6-м телескоп в Архызе (САО), российско-турецкий 1,5-м телескоп, установленный недалеко от Антальи. Все эти телескопы также задействованы в научных наблюдательных программах, не связанных с регулярными наблюдениями опасных небесных тел. Поэтому очевидно, что вместе с проектированием телескопов обнаружения целесообразно проектировать и телескопы слежения. Телескопы слежения в принципе гораздо менее дорогостоящие, чем телескопы обнаружения. Требования к ним несколько другие. Рассмотрим их.

Предельная звездная величина телескопа слежения должна быть такой же или больше, чем у телескопа обнаружения. Это связано с тем, что получение достоверной информации о слабом объекте требует повышения отношения сигнал/шум. Это может быть достигнуто, с одной стороны, увеличением светового диаметра, а с другой — увеличением времени экспозиции (для телескопов обнаружения оно мало — не более 1 мин).

При полях зрения в несколько градусов в системе обнаружения для регистрации изображений должен использоваться приемник излучения гигапиксельных размеров. Это даст на выходе от нескольких до десятков гигабайт информации с одного изображения. Оперативная обработка такой информации возможна, но для обеспечения оперативности всей системы «обнаружение + слежение» желательно, чтобы оба телескопа работали в одном комплексе, т. е. были смонтированы в одном месте. Поле зрение телескопа слежения при этом можно уменьшить в несколько раз без потери эффективности. Это позволит несколько сократить расходы и, например, обойтись одной и не очень дорогой ПЗС-матрицей.

6.3.3. Наземная радиолокационная подсистема сопровождения АСЗ. Современные радиолокаторы могут, независимо от времени суток и метеоусловий, выполнить задачу уточнения орбит, определения размеров, скорости собственного вращения, формы и состава астероидов, пролетающих очень близко к Земле — на расстояниях менее 15–20 млн км. Такие астероиды очень быстро — за считанные часы — пересекают барьер обнаружения, так что их орбиту не удается определить достаточно точно, чтобы сформировать целеуказание наземным телескопам на ближайший благоприятный для наблюдений период. В западном полушарии такие радиолокаторы есть и уже работают по АСЗ. Это радиолокационная станция (РЛС) в Аресибо (ПуэртоРико), принадлежащая радиоастрономической обсерватории, и РЛС в Голд-стоуне (Калифорния), принадлежащая НАСА. Последний радиолокатор более пригоден для рассматриваемой цели, так как имеет поворотную антенну и, следовательно, более широкий рабочий сектор. В восточном полушарии имеется планетный радиолокатор в Евпатории, принадлежащий Украине, и РЛС FGAN в Германии. Вблизи Уссурийска установлена 70-м антенна дальней космической связи, такая же, как в Евпатории, на базе которой создается радиолокатор. В табл. 6.4 приведены для сравнения основные характеристики РЛС в Голдстоуне и Евпатории.