На протяжении ХХ века интерес широкой публики к космическим исследованиям то угасал, то вспыхивал с новой силой. Но внимание профессионалов оставалось всегда примерно одинаково пристальным. И неудивительно — немного есть в деятельности ученых областей, где фактор многолетних систематических и непрерывных наблюдений играл бы такую же большую роль, как в астрономии. Арсенал средств, с помощью которых эти наблюдения ведутся, на протяжении столетия невероятно расширился. Многие современные приборы весьма сложно устроены, в них используются довольно тонкие недавно обнаруженные эффекты, и трудно было предположить, что в начале XXI века появится новый мощный оптический инструмент, принцип действия которого известен столетия. Речь идет о телескопе-дифракторе — его идею уже пять лет развивает во Франции Лоран Кёклен ().
Тройственное движение света
Первые телескопы — правильнее назвать их подзорными трубами — появились в конце XVI — начале XVII века в Голландии . С двух концов у них были вставлены линзы от очков, в результате чего далекие предметы казались значительно более близкими. Профессия шлифовальщика стекол к тому времени уже не были диковиной, линзы использовались для самых разных целей — главным образом, для коррекции зрения и разглядывания мелких предметов. Тем не менее линзы того времени были очень низкого качества, и подзорная труба, сделанная из них, годилось только для забавы.
Галилео Галилей (Galileo Galilei, 1564–1642) в 1609 году объявил себя изобретателем подзорной трубы, и в этом почти не было преувеличения: он достиг большого искусства в шлифовании стекол, и изготавливаемые им линзы были значительно лучше голландских. С их помощью он уже смог сделать то, что с полным правом можно было назвать телескопом. Чрезвычайно важным является то обстоятельство, что телескоп Галилея был создан ученым; голландские же трубы были изготовлены практиками — очковых дел мастерами. Телескоп Галилея пока ещё нельзя назвать телескопом-рефрактором, но и в его линзах свет преломляется, а эффект «приближения» (увеличения угловых размеров рассматриваемого удаленного объекта) достигается за счет четырехкратного преломления света на четырех границах стекла и воздуха. Систему линз, используемую в современных телескопах-рефракторах, спустя несколько лет изобрел немецкий математик и астроном Иоганн Кеплер (, 1571–1630).
Но на границе двух сред свет не только преломляется, но и отражается. И кривое зеркало может работать ничуть не хуже, чем линза, а может — даже лучше. Автор идеи — Исаак Ньютон (, 1642–1727) — был уверен, что лучше. Он полагал, что у линз есть неистребимый недостаток: красный свет преломляется меньше, чем зеленый, а зеленый — меньше, чем синий. Из-за этого любой предмет, светящийся белым светом, будет казаться нерезким, окруженным радужными кругами. Телескоп с одним сферическим вогнутым зеркалом получил название телескопа Ньютона или телескопа-рефлектора. Первую модель такого телескопа Ньютон построил в 1668 году; его длина составляла 15 см, а зеркало имело 25 мм в диаметре. Усовершенствованную модель Ньютон спустя три года представил на рассмотрение Лондонского Королевского общества ; в результате телескоп получил полное одобрение, а Ньютон был избран членом Общества.
Между тем, ещё при жизни Ньютона выяснилось, что эти два «движения» — отражение и преломление — не исчерпывают всех возможных движений света. Болонский иезуит Франческо-Мария Гримальди (, 1618–1663) экспериментально обнаружил, что свет может попадать внутрь тени, образуя там чередующиеся темные и светлые полосы. Поскольку «движение», из-за которого свет оказывался там, не могло быть ни преломлением, ни отражением, Гримальди называл его третьим движением света.
Впоследствии это «третье движение» разделилось на и . И тот, и другой эффект активно используются для точной астрономической аппаратуры — дифрактометров и интерферометров. Но получать с их помощью изображение далеких светил пока ещё не получалось. В этом интерференция с дифракцией сильно уступали отражению с преломлением.
Зона тени
29 июля 1818 года французский физик Огюстен-Жан Френель (, 1788–1827) представил на конкурс, объявленный , свою работу «Мемуар о дифракции света». Работа Френеля основывалась на волновой теории света, в то время как три члена конкурсной комиссии были сторонниками корпускулярной теории. Один из них, Симеон-Дени Пуассон (, 1781–1840), заметил, что из теории Френеля вытекает абсурдное следствие — возникновение светлого пятна в центре тени, создаваемой небольшим препятствием. Был поставлен соответствующий опыт, наличие пятна было продемонстрировано членам конкурсной комиссии, и в 1819 году Академия присудила работе Френеля премию. Это событие имело большое значение и для укрепления авторитета самого Френеля, и для признания волновой теории света.
Именно волновая теория позволила Френелю объяснить следующие дифракционные явления. Если свет от точечного источника проходил через круглое отверстие, то внутри светового пятна наблюдались концентрические темные кольца, а если на пути луча помещался светонепроницаемый кружок, то кольца были, наоборот, светлыми. Эти кольца получили название зон Френеля: если в середине круга темное пятно, то все темные кольца — нечетные зоны, а светлые — четные. Если в середине — светлое пятно, то все, соответственно, наоборот. Разработанная Френелем математическая теория дифракции для подобных случаев с не очень сложной геометрией установки позволяла обойтись без сложных расчетов, и использовать так называемый «метод зон Френеля».
Несколько позже выяснилось, что прозрачная плоская пластина, если прорезать в ней концентрические кольца в соответствии с расположением «зон Френеля», приобретет некоторые оптические свойства собирающей линзы. У такой «линзы» — получившей название зонной пластинки Френеля (иногда её называют ещё зонной пластинкой Соре) появятся определенные положительные свойства — в частности, у нее окажется не один фокус, а много. Но за это у нее будут и отрицательные — для каждой длины волны фокус будет свой. Именно это, последнее обстоятельство решало вопрос: использовать такую «линзу» в телескопе невозможно по тем же самым причинам, по которым, как думал Ньютон, не удастся использовать стеклянные линзы.
В настоящее время все крупные исследовательские телескопы — зеркальные. Одно из их основных преимуществ — относительная простота изготовления зеркал большого диаметра. Так, у самого мощного на данный момент времени зеркального телескопа размер зеркала достигает 10 м. Из всех функционирующих в настоящее время зеркальных телескопов у тринадцати (именно такой размер имеет зеркало в станице Зеленчукская). Для сравнения — самый мощный телескоп-рефрактор использует линзу диаметром в 1 метр.
По счастью, Ньютон в отношении рефракторов ошибся: многослойные линзы, склеенные из разных сортов стекла, собирают все лучи в одной точке, независимо от длины волны. И все же телескопы-рефлекторы обладают множеством преимуществ перед ними — зеркала и меньше весят, и вносят меньше искажений в изображения изучаемых астрономами космических объектов. Вполне естественно, что и в качестве орбитальных телескопов используются рефлекторы, в то же время размер используемого в орбитальном телескопе зеркала ограничен высокой стоимостью доставки грузов на околоземную орбиту.
И только в последние несколько лет появились соображения, как использовать в телескопе зонную пластину Френеля. Соответствующий телескоп, если он когда-нибудь будет построен, можно будет называть телескопом-дифрактором.
Фокус с фокусом
Зонная пластинка Френеля представляет собой совокупность непрозрачных и прозрачных концентрических колец. Внешние и внутренние радиусы колец совпадают с радиусами так называемых зон Френеля; размеры этих зон подбираются так, чтобы расстояние от точки наблюдения до «дальнего» края одной зоны превышало расстояние до «ближнего» края той же зоны ровно на половину длины волны. В этом случае волны от соответствующих точек соседних зон приходят в точку наблюдения (её называют фокусом) «в противофазе» и «гасят» друг друга. Соответственно, волны, приходящие от зон только с четными номерами 2, 4, 6, … (или от зон с только нечетными номерами 1, 3, 5, …) будут находится «в фазе» и, соответственно, усиливать друг друга.
Пусть в нашем распоряжении имеется точечный источник света, а между ним и точкой наблюдения размещена зонная пластинка и на её поверхности в месте нахождения зон Френеля с нечетными номерами имеются прозрачные кольца. Четным же зонам Френеля соответствуют непрозрачные кольца. Тогда волны от всех открытых зон (прозрачные кольца) усилят друг друга и освещенность в фокусе возрастет. Практически тот же эффект будет наблюдаться, если зонам с четными номерами соответствуют прозрачные кольца, а зонам с нечетными номерами — непрозрачные. Таким образом, зонная пластинка представляет собой устройство для фокусировки света, аналогично линзе и зеркалу. Проблема, как говорилось, заключается в том, что для разной длины волны зоны Френеля должны находиться в разных местах.
Способ обойти эту трудность и придумали Кёклен и его коллеги из Обсерватории южных Пиренеев (). Смысл их затеи в том, что каждая из зон Френеля делается не сплошь прозрачной или непрозрачной, а строится из череды прозрачных и непрозрачных прямоугольников. Такая пластинка даже при относительно небольшой массе может иметь несколько тысяч отверстий, образующих несколько десятков зон. Пластинка может быть, к примеру, изготовлена из листа фольги. По этой причине телескоп с зонной пластинкой Френеля будет иметь существенно меньший — по сравнению с рефлекторами — вес, а потому существенно меньшими будут и расходы на доставку такого телескопа на орбиту. Несмотря на то, что в фокус зонной пластинки попадает всего десять процентов падающего на нее светового потока, изображения, получаемые с её помощью, отличаются не меньшей, чем в случае телескопа-рефлектора, контрастностью.
Изображения, получаемые с помощью зонной пластинки, отличает также высокая разрешающая способность, что делает возможным наблюдение слабо освещенного объекта в непосредственной близости от ярко освещенного. Последнее обстоятельство весьма существенно; благодаря ему у астрономов появляется принципиальная возможность наблюдать и получать изображения экзопланет. В настоящее время сделать это чрезвычайно трудно, поскольку экзопланеты, являющиеся слабыми источниками света, практически неразличимы на фоне своих «родительских» звезд.
По имеющимся расчетам, орбитальный телескоп на основе 30-метровой зонной пластинки обладал бы достаточными возможностями для поиска планет «земного размера», находящихся на расстоянии 30 световых лет от нашей планеты. С его помощью можно было бы также исследовать спектр отражаемого планетами света для поиска признаков жизни на этих планетах — к примеру, атмосферного кислорода. В то же время развернуть на околоземной орбите 30-метровый лист фольги будет весьма непросто.
По-видимому, именно по этой причине авторы телескопа-дифрактора пока предлагают более скромные варианты. Так, проект создания телескопа с зонной пластинкой из листа фольги размером в 3,6 м был представлен на конкурс, который Европейское Космическое Агентство () объявило в рамках разработки .
Проект, однако, не вошел даже в число финалистов, что вызвано, в частности, очевидными проблемами на заключительной стадии монтажа телескопа-дифрактора. Действительно, фокусное расстояние у зонной пластинки получается слишком большим — изображение формируется на расстоянии порядка километров от нее, а потому комплект инструментов для исследования изображения должен доставляться на орбиту отдельно. При этом пространственное положение спутника с зонной пластиной и спутника, фиксирующего изображение, должно поддерживаться постоянным с точностью до миллиметров. Пытаясь обойти эти проблемы, Кёклен предлагает поместить оба аппарата в одну из так называемых точек Лагранжа , в которой силы гравитации со стороны Солнца и Земли уравновешены. В окрестности этой точки поддерживать аппараты на постоянном удалении будет существенно проще.
Бен Оппенгеймер (), специалист по поиску планет из Американского музея естественной истории в Нью-Йорке (), говорит о телескопе на основе зонной пластинки: «Идея, вне всякого сомнения, интересна и ею стоит заниматься, но на данный момент уровень её проработки явно недостаточен для того, чтобы стать основой крупных космических проектов».
Пока же астроном из Тулузы Лоран Кёклен проводит демонстрационные эксперименты, показывая реализуемость своего проекта. Ему и его коллегам удалось, в частности, получить изображения небольших объектов с помощью зонных пластинок, изготовленных из стали и размером не превышающих пластиковую карточку. В течение этого года группа Кёклена планирует сконструировать и продемонстрировать научному сообществу небольшой телескоп на основе уже 20-сантиметровой зонной пластинки.
