Проект МИЛЛИМЕТРОН

 

1. Введение

 

Проект предполагает создание космической обсерватории миллиметрового, субмиллиметрового и инфракрасного диапазонов длин волн с криогенным телескопом диаметром 12 м, работающим в автономном режиме и как интерферометр с базами «Земля-Космос» (с наземными телескопами) и «Космос-Космос» (после запуска второго аналогичного космического телескопа). Обсерватория обеспечит проведение астрономических исследований с сверхвысокой чувствительностью (до наноЯнских) в автономном режиме и с сверхвысоким угловым разрешением (до наносекунд дуги) в интерферометрическом.

Установлено, что в спектре космического электромагнитного фона в диапазоне (0,4–10) мм доминирует реликтовое космологическое излучение, описываемое законом Планка с температурой 2,73 К. Это соответствует абсолютному минимуму яркостной температуры во всем спектре фонового излучения.

 

 

Рис.1. Спектр интенсивности электромагнитного космического фона для высоких галактических широт (R.C. Henry, Ap.J., 516, L49-L52, 1999).

 

В диапазоне 250-500 мкм выявлен глубокий минимум спектральной плотности интенсивности Iν фонового излучения и интегральной интенсивности νIν на частоте ν. Этот минимум соответствует границе диапазонов доминирования космологического фона и доминирования спектра излучения межзвездной и межпланетной пыли. Оценки показывают: если чувствительность телескопа по потоку от исследуемого источника определяется только фоном космического излучения, то  космический телескоп с диаметром зеркала 12 м на волне 300 мкм эквивалентен по чувствительности наземному радиотелескопу с апертурой 3 км на волне 2 см.

Использование космических баз позволяет создать с помощью того же инструмента интерферометр с угловым разрешением в тысячи раз лучшим, чем в наземных РСДБ.

Диапазон миллиметровых-субмиллиметровых волн активно осваивается и уже дал важнейшую информацию для космологии и внегалактической астрономии, физики Галактики, галактических объектов и Солнечной системы. Сверхвысокое разрешение и высокая чувствительность в указанных диапазонах позволит детально исследовать множество звезд с планетными системами. В этих диапазонах очень мал эффект рассеяния излучения из-за флюктуаций межзвездной плазмы, что способствует получению изображений сверхкомпактных объектов, высокоточному измерению их координат и параметров движения. Исследования могут проводиться как в непрерывном спектре, так и в молекулярных и атомных линиях, а также включать поляризационные измерения и наблюдения переменности объектов.

Проект МИЛЛИМЕТРОН включен в федеральную космическую программу России до 2015 года. Запуск первого космического аппарата в 2016 г.

 

2. Основные параметры и научные задачи обсерватории

 

Предварительный анализ показал возможность реализации следующих параметров.

 

 

Рис.2. Предельная чувствительность по потоку 12 м космического телескопа, ограниченная фоном неба и квантовым шумом. 1) только космический телескоп с болометром (счетчиком фотонов) или режим передачи сигнала без усиления для интерферометра Космос-Космос (интерферометр Майкельсона), Δν=ν, Δt=1 сек; 2) тоже, Δν=10 ГГц,  Δt=300 сек; 3) тоже, Δν=10 ГГц, Δt=1 день; 4) тоже, Δν=ν, Δt=1 день; 5)  РСДБ Космос-Космос с учетом нулевых флюктуаций усилителя, Δν=10 ГГц, Δt=1 день; 6) интерферометр интенсивности Космос-Космос, Δν=10 ГГц, Δt=1 день. Вертикальная линия соответствует высокочастотной границе (1,5 ТГц) оптимального диапазона.

 

·        Проект предполагает гарантированную работу космического аппарата типа «Спектр-Р» в течении трех лет с предельной чувствительностью, требующей функционирования активной и радиационной систем охлаждения всего рефлектора и научного комплекса (потребляемая мощность около 3,5 кВт).

·        Последующие 7-10 лет гарантируется работа с радиационным охлаждением.

·         Автоматически раскрывающийся рефлектор диаметром 12 м обеспечивает диффракционное качество изображения до диапазона 250 мкм.

·        Главное зеркало телескопа  и вторичные зеркала будут поддерживаться при температуре 4 К криогенной машиной или при температуре не более 50 К радиационной системой, обеспечивая собственное излучение телескопа на первом этапе меньше космического фона.

·        Предполагается использовать трехзеркальную схему – глубокое главное зеркало (одновременно играющее роль теплового экрана), Кассегреновское зеркало диаметром 60 см и плоское зеркало для переключения диапазонов и обеспечения высокой точности наведения-гидирования (скв 0,3 угловых секунды). Точность главного зеркала после раскрытия не хуже 10 мкм, его элементов, Кассегреновского и плоского зеркал - не хуже 3 мкм (скв).

·        Точность ориентации главного зеркала 1 угловая секунда (скв).

·        Телескоп работает с болометрами (и/или счетчиками фотонов), радиометрами, спектрометрами и поляриметрами  в диапазоне 10 мкм-3 мм (один или много лучей, охлаждениие детекторов до 0,1 К и ниже).

·        Диапазон 0,3-20 мм используется для интерферометрии «Земля-Космос-Космос (второй аппарат)».

·        Диапазон 0,2-3 мм используется для интерферометрии между спутниками.

·        Полоса передаваемой информации в интерферометрическом режиме 10 ГГц и более. Рассматривается возможность использования оптической линии передачи и обработки в реальном времени.

·        Рассматривается возможность выбора для первого аппарата одной из трех орбит: высокоэллиптическая с периодом около 9 дней,перигеем 75 000 км и апогеем 300 000 км (подобно миссии РадиоАстрон»), -гало орбита около точки Лагранжа L2 (1,5 млн. км от Земли в антисолнечном направлении), -высокоэллиптическая орбита с перигеем 75 000 км и апогеем около точки L2.

 

            Сочетание очень высокой чувствительности и очень высокого углового разрешения в важном для астрономии и мало исследованном диапазоне субмиллиметровых волн открывает перспективы для всех видов исследований – изучения непрерывного спектра и спектральных линий, поляриметрии и переменности объектов с любым, в том числе и сверхвысоким, угловым разрешением.

            Приведем перечень ключевых научных программ, обсуждение приоритетности которых позволит в дальнейшем уточнить основные технические требования к космическому проекту:

     1) молекулярный состав и физические условия в атмосферах планет и их спутников в Солнечной системе,

            2) астероиды и кометы,

3) пылевая компонента межпланетной среды, пояса Ван Аллена и Оорта,

4) спектрополяриметрия, картографирование, изучение вращения и переменности звезд разных типов (от гигантов, звезд WR, цефеид до нормальных звезд, карликов, нейтронных и кварковых звезд, галактических черных дыр),

5) планеты и пылевые оболочки звезд, обнаружение и исследование областей возникновения и эволюции звезд, планетных систем и даже отдельных планет, субмиллиметровые мазеры, поиск  проявлений жизни во Вселенной,

6) состав, структура и динамика наиболее холодных газопылевых облаков,

7) структура и динамика вещества около сверхмассивной черной дыры в центре Галактики,

8) динамика Галактики по лучевым скоростям и собственным движениям звезд разных классов,

9) динамика и массы галактик местной группы,

10) распределение скрытой массы в нашей галактике и Местной системе,

11) структура и динамика газопылевой составляющей   галактик и квазаров, слияние галактик, вспышки звездообразования, Мегамазеры,

12) структура и физические процессы в ядрах галактик, ускорение космических лучей,

13) структура и динамика скоплений галактик и сверхскоплений, распределение в них скрытой массы,

14) протяженные структуры около радиогалактик по синхротронному излучению и рассеянию излучения ядра,

15) структура и динамика столкновения галактик,

16) ранние галактики, обнаружение галактик на стадии их образования, изучение их последующей эволюции, в том числе изучение эволюции звездной, газопылевой составляющих и скрытой массы,

17) внегалактические сверхновые и космология,

18) гравитационные линзы, они же как природные телескопы,

19) химическая эволюция и космология,

20) эффект Зельдовича-Сюняева в субмиллиметровом спектре и космология,

21) диаграмма Хаббла в субмиллиметровом диапазоне и космология,

22) диаграмма угловой размер – красное смещение и космология,

23) диаграмма собственное движение – красное смещение, реликтовое собственное движение и космология,

24) диаграмма сверхсветовое движение – красное смещение и космология,

25) пространственные флуктуации реликтового излучения в субмиллиметровом диапазоне и космология,

26) физические процессы и структура взрыва при слиянии звезд, использование данных о расширении оболочки для определения космологических параметров,

27) поиск догалактических объектов, изучение ранних этапов эволюции Вселенной от момента рекомбинации (рекомбинационные линии) до начала образования звезд и галактик, поиск первичных черных дыр,

28) эволюция материи и вакуума, уравнение состояния для скрытой массы и скрытой энергии, реликты инфляции, кротовые норы, многоэлементная модель Вселенной, дополнительные пространственные размерности,

29) гравитационное излучение в Галактике и Вселенной (реликтовое излучение, взрывы в ядрах галактик, взрывы и столкновения звезд, двойные звезды),

30) астроинженерная деятельность в Галактике и Вселенной,

31) построение высокоточной астрономической координатной системы,

32) построение высокоточной модели гравитационного поля Земли.

 

Более детальное обсуждение каждого пункта этого перечня, возможное его дополнение или сокращение предполагается осуществить при дальнейшей подготовке проекта с привлечением широкого круга специалистов.

 

 

3. Состав космической обсерватории Миллиметрон

 

Космический комплекс должен содержать следующие системы:

1) космический аппарат (служебный модуль) типа «Спектр» со всеми системами обеспечения (электропитания, ориентации, управления, связи с Землей),

2) космический криогенный телескоп,

3) активная и пассивная (экраны) системы охлаждения телескопа,

4) болометрические (или счетчики фотонов) и радиометрические приемники излучения с спектроанализаторами, поляриметрами и дополнительными средствами охлаждения,

5) система генераторов и синтезаторов высокоточных частот и времени для интерферометрических исследований,

6) система цифровых преобразований, хранения и обработки сигналов научной информации,

7) сверхширокополосная когерентная система связи «Земля-Космос» и «Космос-Космос»,

8) бортовая часть комплекса высокоточных траекторных измерений, включая Допплеровскую систему определения скорости, трех-осный акселерометр, фазовую и лазерную систему определения дальности.

 

4. Конструкция и параметры систем космической обсерватории

 

4.1 Главное зеркало телескопа

 

12 метровое зеркало телескопа образуется из автоматически раскладывающихся 24 лепестков и 3 м центрального элемента (по типу антенного рефлектора КРТ проекта РадиоАстрон) с доведением точности и стабильности формы поверхности до 10 мкм (скв). Все охлаждаемые конструкции телескопа максимально укрыты радиационно защищающими экранами от излучения Солнца, Земли, Луны и межпланетной пыли. Оптимальная ориентация экранов непрерывно поддерживается специальной системой. Иллюстрация общего вида космического телескопа, окруженного экранами-радиаторами, изображена на рис.3.

 

 

 

Схема расположения и размеры основных систем телескопа показана на рис.4.

 

 

 

Стабильность и точность формы обеспечивается крио-термостатированием конструкции, точностью изготовления элементов и средствами раскрытия и фиксации формы зеркала (включая фиксацию периферийной части лепестков зеркала).

 

4.2 Система охлаждения телескопа

 

Для достижения наивысшей чувствительности приемных средств строится сложная система глубокого охлаждения. Предполагается создать двухступенчатую систему: радиационная система со сбросом тепла через радиатор в космос, обеспечивающая охлаждение не выше 50 К, и криогенная машина для охлаждения  зеркал телескопа (однородный алюминий или кремнеуглерод, покрытый аллюминиевой пленкой) через капилляры в сегментах его конструкции до 4 К. Некоторые приборы потребуют охлаждения ниже 0,1 К.

 

            4.3 Приборный комплекс

           

            Исследуемый интервал спектра 10мкм-2см разделяется по октавам на 10 диапазонов,  каждый из которых включается по команде и, если надо, поворотом плоского зеркала. Эти диапазоны: 1) 15-30 ГГц (1-2 см), 2) 30-60 ГГц, 3) 60-120 ГГц, 4) 120-240 ГГц, 5) 240-480 ГГц, 6)480-960 ГГц, 7) 0,96-1,92 ТГц, 8) 1,92-3,84 ТГЦ, 9) 3,84-7,68 ТГц, 10) 7,68-15,36 ТГц (9,8-19,5 мкм).

            Для обеспечения наивысшей чувствительности по потоку источников приборный комплекс должен быть оптимизирован в диапазоне 200-400 мкм. В приборном комплексе целесообразно иметь:

            1) широкополосный матричный болометрический приемник (или счетчик фотонов) – камера глубокого обзора (~100 элементов, диапазон 0,2-3мм),

            2) спектрополяриметрическая система среднего разрешения (R = l/Dl ~ 103) для изучения активных галактических ядер,

            3) спектрополяриметрическая система высокого разрешения (R ~ 106) для исследования источников с низкими температурами и мазеров в диапазоне 10 мкм-3 мм,

            4) спектрополяриметр малого разрешения (R ~ 5) с возможностью охвата более широкого спектра (10-800 мкм, с постоянной шириной диаграммы - угловым разрешением для волн короче диффракционного предела у 200 мкм),

            5) комплекс интерферометра Земля-Космос и Космос-Космос (диапазоны 0.1, 0.2, 0.4, 0.65 и 0.85 ТГц) будет соответствовать диапазонам наилучшей прозрачности наземных радиотелескопов, в частности, для многоэлементной системы апертурного синтеза ALМА в Чили,

            6) комплекс интерферометра Космос-Космос для всего диапазона 0,2-1 мм (0,3-1.5 ТГц) с пересылкой сигнала от одного спутника к второму (без усиления) и обработкой на борту (схема интерферометра Майкельсона - очень высокая чувствительность, но размер базы ограничен).

 

            5. Перспективы

 

            Возможность реализации космических телескопов субмиллиметрового и миллиметрового диапазонов открывает огромную перспективу исследований и предполагает в дальнейшем увеличение числа одновременно работающих телескопов, длительности их функционирования и увеличение орбит. Возможны три режима работы таких инструментов:

            1) автономная работа космического радиотелескопа с оптимизацией в диапазоне наивысшей чувствительности 0.2-0.4 мм,

            2) интерферометр Земля-Космос для проведения наблюдений с оптимизацией в диапазоне 0.35-3 мм совместно с крупнейшими наземными инструментами (например, система ALMА, пустыня Аттакама в Чили или РТ-70, плато Суффа в Узбекистане),

            3) интерферометр Космос-Космос из двух спутников-телескопов с оптимизацией в том же диапазоне и последующим созданием космической решетки.

            Если будет выбрана эллиптическая орбита спутника Земли с апогеем до 300 000 км, эволюционирующая под воздействием Луны, то ширина лепестка интерферометра для волны 350 мкм составит 0,2 мксек . Однако для надежного решения проблемы охлаждения телескопа и приемных устройств, возможно, будет выбрана гало-орбита или орбита с апогеем около точки Лагранжа L2 системы Солнце-Земля. Ширина интерференционного лепестка для такой базы (1.5 млн. км) на волне 350мкм составит 45 нано секунд дуги.

            Для обеспечения еще более высокого разрешения целесообразна установка аналогичных телескопов в треугольных точках Лагранжа L4 и L5. Тогда при базе ~ 150  млн. км на волне 300 мкм l/В ~ 0.4 нано секунды дуги.

            На рис.5 показано возможное развитие системы космических телескопов, начиная от эллиптических орбит внутри орбиты Луны, кончая решеткой в районе антисолнечной точки Лагранжа L2  и вынесенными антеннами в треугольных точках Лагранжа.

 

 

Рис.5. Развитие системы космических телескопов, начиная от эллиптических орбит внутри орбиты Луны, кончая решеткой в районе антисолнечной точки и треугольными точками Лагранжа.