В апреле 2025 года Крымская астрофизическая обсерватория проводила день открытых дверей. Наиболее яркой частью этого мероприятия стала беседа с профессиональным астрономом Сергеем Назаровым. В ходе неё нам удалось выяснить, каким образом астрономия развилась от кустарной оптики Галилея до предикативных методов наблюдения и зажигания искусственных звёзд. Много внимания было уделено и техническим аспектам, начиная от непосредственного наблюдения человеческим глазом и заканчивая тонкостями работы с ПЗС-матрицами. Наш обзор позволяет взглянуть на фундаментальную науку изнутри и понять, сколько труда лежит за сноской об открытии очередного околоземного астероида, сверхновой звезды или малоизвестной экзопланеты.

От глаза и камня до современного телескопа. Опыт проб и ошибок

Современная астрономия изучает объекты самого разного происхождения, удалённости и физических свойств, для каждого из которых нужен свой инструмент научного поиска. Из этого следует, что методы наблюдения необходимо адаптировать под специфику каждого небесного тела. Такой тезис выглядит логичным: способы обнаружения околоземных астероидов сильно отличаются от методов мониторинга солнечной активности. Следовательно, что работает в одном случае — то может быть неактуальным для другого. Дополнительный фактор, определяющий методологию научного поиска — способ извлечения данных.

Для наблюдательной астрономии, практикуемой популяризаторами науки, достаточно человеческого глаза, минимальной оптики и умения правильно анализировать картину. Когда речь идёт о фундаментальных исследованиях, учёные не могут обойтись без продвинутых средств фиксирования информации, а также устройств для анализа, моделирования и даже прогнозирования большого объёма данных.

Следовательно, астрономия — та наука, которая даже в XXI веке использует широкий спектр методов: от примитивных подходов уровня позднего неолита до хайтека, находящегося на острие технического прогресса.

Условно эти уровни можно разделить на 3 своеобразных «слоя». Каждый из них одновременно выступает и историческим этапом, и сборной солянкой из методов, доступных в конкретных условиях. Начнем от простого к сложному.

Уровень 1: прямое наблюдение невооружённым глазом

Нетрудно догадаться, что технологии первого уровня требуют только наблюдателя, свободного времени и чистого неба. Человек от рождения «оборудован» бинокуляром с увеличением в 1 крат, а диаметр «объектива» составляет 6 мм. Это уже немало, ведь по остроте зрения человек входит в топ зорких животных, уступая только хищным птицам.

Это уже немало. Именно так, пользуясь глазами и накапливая коллективный опыт, наши предки сумели сделать далеко идущие выводы. Исключительно глазами жрецы-звездочёты Древнего Египта распознали закономерность в разливах Нила, а древние эллины разобрались с «блуждающими звёздами» — планетами. Заключение о сфероподобной Земле было сделано точно так же: Аристотель выяснил, что тень от Земли на Луне всегда округлая — значит, её отбрасывает тело аналогичной формы.

На этом возможности невооружённого глаза иссякают. Не имея в своём распоряжении технических средств, судить о природе звёзд — точечных источников света — уже нельзя.

Уровень 2: использование оптических приборов

Этот уровень проявил себя в тот момент, когда Галилео Галилей решил использовать зрительную трубу для наблюдения за ночным небом. Здесь нужно понимать: в XVII веке о просветлении оптики ещё не было известно, и даже лучшие мастера-стекольщики едва ли могли добиться идеальной полировки линз. Люди просто не знали, как это делать. Поэтому Галилей активно экспериментировал. Его телескопы начались с «пилотных образцов», дававших увеличение в три крата, а по итогу вылились в серьезные научные инструменты, из которых удавалось «выжать» увеличение от 20 до 33 крат.

Тогда открытия посыпались, как из рога изобилия. Важнейшими стали обнаружение 4 крупных спутников Юпитера (до сих пор называемых Галилеевыми), уверенное распознавание гор на Луне, фаз Венеры, а также определение того факта, что размытая полоса Млечного пути состоит из множества отдельных звёзд. Для своего времени это был прорыв, но по современным меркам оптика XVII века была ужасной. Главная проблема — хроматические аберрации, сильно искажающие наблюдаемую картину.

Подробнее о том, что такое хроматическая аберрация и как с ней быть, рассказано в статье «Кратковременные лунные явления». В этом DIY-проекте я использовал оборудование, не сильно превосходящее то, чем располагал Галилей.

Анаграмма «высочайшую планету я тройною наблюдал», адресованная Джулиано де Медичи, стала своего рода предвестием открытия спутников Марса — Фобоса и Деймоса, которое Иоганн Кеплер сделал буквально на кончике пера.

Помимо чисто наблюдательных открытий, XVII век принёс астрономии правильную методологию. С того момента учёные, исследующие небесные тела, стали применять современный подход к космосу. Сначала собирается информация — факты. Затем формулируется рабочая гипотеза, объясняющая хотя бы некоторые из них и обладающая предсказательной силой.

Научное предсказание работает через эксперимент. Если гипотеза проходит экспериментальную проверку, её ранг «прокачивается» до теории. Теория, в отличие от предположения, уже не может быть просто так отменена: она способна лишь стать частным случаем другой, более масштабной теории. Примерно это случилось с механикой Ньютона, в XX веке ставшей частным случаем Теории относительности Эйнштейна.

Уровень 3: Замена глаза цифровым приёмником 

Отход от наблюдений невооружённым глазом в пользу цифровых приёмников  оказался атрибутом XX века и начала XXI. В наши дни наметилась здоровая тенденция к отходу от классических телескопов в пользу активного использования приёмников.

Как следует из общего наименования, приёмник что-то принимает. В подавляющем большинстве случаев он принимает фотоны — кванты электромагнитного поля, отличающиеся по величине несомой энергии и длине волны. Тут нет противоречия, ведь для таких элементарных частиц актуально свойство корпускулярно-волнового дуализма.

У приёмника есть два преимущества перед глазом, даже «вооружённым» самой лучшей оптикой. Во-первых, приёмник умеет накапливать свет, причём технически может делать это столько, сколько понадобится для исследования. Во-вторых, приёмник всегда объективен, чего нельзя сказать о глазе. 

Для глаз характерны явления индивидуальной анатомии, заболеваний и просто особенностей зрения. Само зрение — весьма сложный процесс, сильно зависящий от опыта человека и даже его ожиданий. Разные астрономы видят один и тот же объект по-разному, а приёмник — всегда одинаково, если соблюдаются одни и те же условия.

Прорыв наступил в тот момент, когда астрономы начали использовать фотопластинки. 

Вопросы оптики: чем, как и с какой целью фиксировать оптический сигнал

Для формирования изображения на фотопластинке важны три параметра: диаметр объектива, апертура телескопа и время накопления светового пучка. Соответственно, чем больше экспозиция — тем дальше начинает видеть конкретный телескоп. Эта особенность позволяет астрономам «выжимать» максимум из наблюдательных приборов.

Кроме того, изображение, отпечатанное в кристаллах серебра на фотопластинке, уже никуда не денется. Оно объективно и не допускает случайных трактовок.

Как сказал Сергей Назаров во время открытой лекции, «фотопластинка — это документ. Она не поддаётся изменениям и показывает то положение дел в небе, которые было актуальным в конкретный момент времени. Отмахнуться от неё уже нельзя. Только интерпретировать».

Естественно, ни одно техническое решение не обходится без недостатков. Проблемы фотопластинок заключались в долгом извлечении информации. Это происходило в несколько этапов. Для начала астроном закладывал фотопластинку в кожух и выполнял ведение объекта. Оно заключается в движении телескопа на опорно-поворотном устройстве, которое должно компенсировать суточное вращение Земли.

После успешной съёмки небесного тела, фотопластинка отправлялась на фиксацию, сушку и печать. Соответственно, объективно проконтролировать, что и насколько качественно было снято, можно было в лучшем случае на утро. Если в наведении телескопа была допущена ошибка, случилось негативное влияние засветки или возник какой-то дефект оптики, узнать об этом удавалось только постфактум. Переменный, быстролетящий или тусклый объект вполне мог скрыться за эти долгие часы.

В наши дни эта проблема решена с помощью ПЗС-матриц. Они состоят из полупроводниковых электромагнитных ловушек, где фотоны преобразуются в электроны, удерживаются на определенное время, а затем считываются как цифровой сигнал.

Первое время недостатком ПЗС-матриц было небольшое количество пикселей и, соответственно, не самое высокое разрешение. Дело в том что на этапе производства довольно трудно создавать большие матрицы. Современная микроэлектроника позволяет обеспечить равномерное распределение пикселей, однако не всегда удается сделать их абсолютно идентичными в силу микроскопических размеров. Когда пиксели в матрице разные, начинают страдать точность и достоверность формируемого изображения.

Впрочем, существует способ обойти это ограничение. Он заключается в объединении множества коммерчески доступных матриц в одно принимающее устройство. Так было сделано с телескопом Simoniy, Чили, а также в PAN STARRS (системы телескопов панорамного обзора и быстрого реагирования).

Использование ПЗС-матриц позволило астрономам избегать потери ценных научных данных, а также проводить точный контроль уровня помех. Причём помехи могут «располагаться» как на аппаратно-технической части научного инструмента, так и быть вызванными спецификой небесного тела и условий наблюдения. Полностью избежать помех нельзя, но возможно сделать их ожидаемыми и контролируемыми.

Для этого проводится контроль по трём ожидаемым направлениям, где наиболее вероятно появление ошибок. К ним относят ошибки считывания, ошибки накопления и виньетирование. Естественно, в идеале этого быть не должно. Но как обстоят дела в полевых условиях?

Шумы в профессиональной астрографии

Любой сигнал, фиксируемый на материальном носителе (высокочувствительной плёнке или ПЗС-матрице) так или иначе будет отягощен шумами. 

В идеале астрономы должны получать чистый сигнал, который был «пойман» приёмником и «сообщил» всю информацию, которую способен донести. Но любая, даже самая технологичная аппаратура подвержена искажениям. Не последнюю роль среди них играют горячие пиксели.

Исследователи констатируют существование горячих пикселей, когда видят неверную зависимость выходного сигнала от входного. В самом запущенном случае ПЗС-матрица начинает принимать больше сигнала, чем должна.

Современные цифровые камеры эффективно борются с этим феноменом при помощи программных методов. Так, ещё в заводских условиях каждая матрица проходит проверку на специализированном оборудовании, а аппаратная часть цифровой фотокамеры «запоминает», на какие пиксели не стоит обращать внимание.

В случае с профессиональной астрономией такой подход выглядит мало приемлемым. Дело в том, что многие наблюдаемые объекты — точечные источники света. К ним относят как околоземные астероиды, так и удалённые звёзды. Появление даже одного «горячего» пикселя способно не просто испортить визуализацию небесного объекта, но и заставить астронома сделать неверные выводы.

Поскольку в этом деле ошибки недопустимы, астрономы проверяют оборудование перед каждой сессией снятия сигнала. Одна из методик — использование темнового тока и масок плоского поля.

При использовании темнового тока специалист получает настолько чёрный цвет, насколько это возможно в актуальных условиях. В этом деле применяют специальные ширмы, блокирующие световое излучение. В данном случае все пиксели, проявившиеся на матрице, будут считаться «горячими».

С помощью маски плоского поля астрономы получают так называемые flats. Суть технологии заключается в том, чтобы создать кадр, который будет равномерно заполнен белым светом. 

На её фоне проступают такие дефекты оптики, как неизбежная пыль, а также виньетирование, которое может быть обусловлено особенностями конструкции самого телескопа. В данном случае телескоп играет роль продвинутого объектива.

После этих этапов оператор использует программные средства, которые позволяют «вычесть» из формируемой визуализации проблемные участки матрицы. Таким образом, астроном получает возможность записать ровно тот сигнал, который был испущен небесными телами, и не тратить время на ликвидацию виньетирования.

Ещё одна важная составляющая качественной и профессиональной астрофотографии, несущей научные данные — это охлаждение ПЗС-матрицы. Чем она холоднее, тем больше полезных данных можно будет «выжать» из весьма слабого сигнала, и тем меньше будет мешать паразитная засветка за счёт теплового излучения. Лучшие кулеры для астрокамер способны добиваться отрицательных температур, позволяя эффективно снимать удалённые небесные тела.

Основная задача этих методов — не столько исключить ошибку, сколько сделать её прогнозируемой. Поэтому когда в астрономическом сообществе поднимается вопрос: «Как это устроено?», то правильный ответ звучит: «Так и так, но с такой-то погрешностью». Зная целевые коридоры для отдельных значений, учёные понимают, с какой погрешностью были записаны данные. Это позволяет сравнивать наблюдаемую картину с разных инструментов. Благодаря этому астрономы могут выявлять новые свойства астрономических объектов — к примеру, открывать переменность у звёзд.

В любом случае, всё это затевается ради получения данных той или иной степени достоверности. Они, в свою очередь, делятся на научные и художественные. 

Художественные данные — то, что можно видеть на первой странице «Гугла» по запросу «космос красивые картинки». Они представляют собой определённую эстетическую ценность, однако не имеют научно значимой нагрузки. Научные данные, соответственно, куда менее красочные. Зато они проходят тщательный контроль, и в них есть чётко измеренный уровень ошибок.

Снимок даёт информацию о наблюдаемом объекте: его яркости, цвете, положении. Само положение высчитывается путём определения координат каждой звезды в кадре. Координаты делятся на внутренние (актуальные для снимка) и координаты на звёздной карте. Верно преобразовать одно в другое — целое искусство, ведь от относительных координат небесного объекта зависит правильная трактовка его местоположения на звёздной карте. Информация об этом — ключ к верному распознаванию интересующего объекта.

В недавнем прошлом, которое приходилось на 50-е годы XX века, астрономам не оставалось ничего, кроме как удерживать координаты звезды или астероида в голове, проворачивать руками громоздкие рычаги управления и пользоваться координатными кругами, для того чтобы примерно навестись на целевую область неба. Дальше в ход шли малые телескопы-искатели, играющие роль прицелов. Но даже в этом случае какой-нибудь астероид или переменная звезда могли находиться на пределе человеческого зрения. Тогда учёный устанавливал фотопластинку, активировал ведение телескопа для компенсации суточного вращения Земли и запускал процесс съёмки. Недостатки такого аналогового метода очевидны: это крайне долго, зависит от субъективных качеств конкретного оператора и допускает огромную вероятность ошибки — а значит, потерю ценного времени. В случае с быстролетящими и тусклыми объектами оно имеет критическое значение.

Современное ПО позволяет переложить эту работу на аппаратно-программные оболочки автоматизированных обсерваторий. В данном случае приоритетами будут контроль положения объекта и коррекция положения телескопа в случае его активного перемещения относительно Земли.

Положение на небе высчитывается просто — главное знать расположение объекта относительно уже распознанных звёзд. В таком случае они выступают своеобразными маяками, от которых удобно откладывать угловые минуты и секунды. Характер движения искомого объекта с большой долей вероятности выдаёт астероид или комету, а также способен сообщить много информации о происхождении «небесного гостя». Во многих случаях одно знание об этом позволяет интерпретировать свежеоткрытый астероид, как члена определённого пояса или семейства.

Информация о семействе астероида проливает свет на многие его загадки. Так, зная семейство, методами современной науки можно уверенно сказать, кто прародитель конкретного небесного тела, какое оно (силикатное, металлическое, каменно-металлическое или ледяное), а также каковы его физические характеристики. Всё вместе это уже позволяет выносить суждения, насколько перспективен с научной точки зрения тот или иной объект. 

До массового прихода автоматики в астрономию специалисты были вынуждены наводить огромные телескопы голыми руками, работая без сна и отдыха. По законам физики, ясные ночи — самые холодные, поэтому к физическому труду добавлялся такой неприятный фактор, как отрицательные температуры, в некоторых местах достигающих отметки в -50 °С. Сейчас же астроном вполне может управлять роботизированной обсерваторией дистанционно, оставаясь в комфортных условиях наблюдательной комнаты.

Цели наблюдения: доступные и не очень

Исследование небесного тела в современной астрономии призвано ответить на два фундаментальных вопроса:

1.      Каковы его свойства?

2.      Какая у него структура?

Чтобы определить свойства небесного тела, учёные отвечают на ряд вопросов. Каковы его спектр, яркость, светимость, скорость относительного движения по сетке координат и переменность? Информация о структуре позволяет пролить свет на локальное строение — к примеру, непосредственно наблюдать рукава галактик и газопылевые потоки в туманностях, которые нередко имеют причудливый, «ажурный» вид.

К сожалению, существуют небесные тела, которые упорно сопротивляются данному методу исследования. Это экзопланеты. Они вращаются вокруг других звёзд на значительном удалении от Солнца, а потому отражённый ими свет практически ничтожен. Большая часть экзопланет (около 4000, известных на апрель 2025 года) открыты транзитным методом.

При транзитном методе астрономы выявляют едва заметные колебания яркости звезды — примерно как лунное затмение, но в куда меньших масштабах. Во время транзита незначительно падает яркость звезды. Свет уже известного спектра проходит сквозь атмосферу экзопланеты (которая есть не всегда), и так сообщает данные о газовом составе и плотности атмосферы.

Впрочем, научно-популярные издания часто пишут о транзитном методе открытия экзопланет, создавая неверное впечатление, что он — единственный. Наравне с ним успешно применяется спектрометрия. Её суть в том, что во время локального годичного вращения любая планета как бы «раскачивает» свою звезду. По выраженности этих колебаний учёные могут делать выводы о массе планеты, её орбите и расположении относительно звезды. Отсюда уже вытекают далеко идущие выводы о происхождении и классификации.

К сожалению, с помощью основных методов обнаружения экзопланет можно видеть только те масштабные тела, которые находятся в плоскости взгляда наблюдателя. Если что-то выходит за плоскость эклиптики, актуальной для Земли, то оно для нас практически невидимо. Следовательно, по самым оптимистичным оценкам, нынешнее число достоверно открытых экзопланет следует умножать в несколько раз.

Атмосфера: друг или враг?

С момента появления наблюдательной астрономии специалисты стремились оказаться подальше от цивилизации: там, куда не добирается ослепительно-яркая засветка. Современные обсерватории стараются возводить в местах с хорошим астрономическим климатом. Так, КрАО появилась в Бахчисарайском районе после долгих исследований состояния атмосферы и динамики воздушных масс. Город с его многочисленными зданиями, большим количеством автотранспорта и тепловым загрязнением значительно изменяет естественную динамику атмосферы, создавая турбулентность. Из неё проистекает такая аберрация, как мерцание.

С явлением турбулентности знаком каждый читатель, и не в последнюю очередь — благодаря авиаперелётам. Именно в такие моменты можно выяснить на личном опыте, какая разница между ламинарным (линейным) потоком воздуха и турбулентным (завихрённым).

Бороться с турбулентностью земной атмосферы можно двумя путями: принимать её как данность, и работать оптическо-программными методами, или же искать место для обсерватории там, где турбулентные потоки минимальны. Обычно это приводит к возведению обсерваторий в Южной Африке или Чили — местах с лучшим астрономическим климатом. Радикальное решение проблемы — снабжение телескопа необходимой периферией и запуск его на околоземную орбиту.

Весьма творческое решение приняли советские астрономы. В ранние годы существования телескопа «Синтез» они активно экспериментировали с технологией сегментированной оптики. Логика заключается в том, что мерцание небесного тела, обусловленное турбулентностью земной атмосферы, теоретически можно ликвидировать. Для этого большое собирающее зеркало телескопа-рефлектора создавалось из множества малых, снабженных собственным механическим приводом по нескольким осям. Путём быстрых подвижек этих сегментов планировалось ликвидировать мерцание и получать визуализацию, сравнимую с результатами наблюдений орбитальных телескопов. Для 80-х годов ХХ века это был тупиковый путь.

Современные продвинутые телескопы используют монолитные зеркала с изменяемой геометрией. Имея толщину от сантиметров до миллиметров, единое зеркало изменяет свою кривизну под воздействием пьезоэлементов, запитанных от электрического тока. Звучит относительно просто, однако на практике реализация этой идеи требует высокопроизводительного компьютера, а также целой группировки вспомогательных телескопов. По результатам, считанным с них, ПО «понимает», как себя ведёт атмосфера в конкретный момент времени, а также как и где следует изменять кривизну зеркала основного телескопа.

В любом случае тут нужно иметь своеобразный эталон — некий объект, чьи характеристики можно безбоязненно принимать за идеал. Обычная звезда не подходит, поэтому астрономы зажигают искусственные звёзды.

КАК АСТРОНОМЫ ЗАЖИГАЮТ ИСКУССТВЕННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Когда обычных звёзд не хватает, астрономы зажигают натриевые звёзды.

Физические принципы, лежащие в основе натриевой звезды, следующие: 

1. Среди оборудования обсерватории (как правило, автоматизированной) находится лазер. 

2. Лазер излучает фотоны на высоту до 90 км, где в земной атмосфере локализовано большое количество натрия. 

3. Фотоны, испущенные лазером, выбивают электроны со второго (2 p) на третий (3 s) энергетический уровень. Обратный процесс, когда электрон возвращается на более низкий уровень, сопровождается излучением фотона на строго определённой длине волны. В случае с искусственно возбуждённым натрием длина его излучения составляет 589 нм. Спектральные линии, через которые описывается излучение такого рода, называются D–линиями натрия. Именно они являются эталоном для натриевой звезды.

4. Получив натриевую звезду, астрономы оптимизируют настройки оборудования для работы в конкретных метеорологических условиях.

Таким образом, астрономы получают точечный объект, испускающий излучение на строго определённой длине волны. Заранее зная свойства натриевой звезды, учёные могут делать выводы о степени атмосферных аберраций в каждый момент времени. Уже это в сочетании с динамически адаптивной оптикой позволяет добиться от наземных телескопов тех результатов, которые научное сообщество привыкло видеть от космических автоматизированных обсерваторий.

Впрочем, наука не стоит на месте, и даже такие технологии выглядят вчерашним днём по сравнению с предикативной оптикой. Её основная особенность — активное взаимодействие с суперкомпьютером, который получает данные от множества телескопов и натриевых звёзд. Это позволяет ему строить непрерывно корректируемую модель земной атмосферы. Благодаря таким методикам обсерватория, оборудованная предикативной оптикой, способна адаптироваться к тому состоянию атмосферы, которое ещё не наступило. Таким образом предикативная оптика начала дышать в спину телескопу «Хаббл», приблизившись по качеству полученного результата к тем данным, которые раньше удавалось получить только с орбиты.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Наблюдательная астрономия прошла долгий путь, прежде чем стала точной наукой с высокой предсказательной силой. Дальнейший вектор её развития выглядит очевидным: это повышение чувствительности оборудования, применение новых алгоритмов для очистки сигнала от шума, а также внедрение прогрессивных методик вроде гравитационно-волновой и нейтринной астрономии. Тем не менее астрономию нельзя свести лишь к научно-техническому прогрессу. Очень важным является человеческий фактор, ведь именно от людей, занятых в индустрии фундаментального изучения космоса, зависят перспективы прорывных открытий.

Авторы: 

1. Сергей Назаров, научный сотрудник Крымской астрофизической обсерватории.

2. Никита Игнатенко. 

Примечания: 

1. Все изображения взяты из открытых источников и принадлежат правообладателям.

2. Дополнительные материалы приведены в виде гиперссылок.

НЛО прилетело и оставило здесь промокод для читателей нашего блога:

— 15% на все тарифы VDS (кроме тарифа Прогрев) — HABRFIRSTVDS