Техника спектроскопии звезд — первые 200 лет

Владимир Панчук, Валентина Клочкова
«Природа» №3, 2017

Об авторах

Владимир Евгеньевич Панчук — доктор физико-математических наук, профессор, главный научный сотрудник Специальной астрофизической обсерватории (САО) РАН (пос. Нижний Архыз, Карачаево-Черкесская Республика); преподает в Университете информационных технологий, механики и оптики (Санкт-Петербург). Научные интересы связаны с астрономическим приборостроением, спектроскопией звезд, физикой звездных атмосфер.

Валентина Георгиевна Клочкова — доктор физико-математических наук, профессор, заведующая лабораторией астроспектроскопии САО РАН. Известный специалист в области спектроскопии звезд, звездной эволюции, звездного нуклеосинтеза.

Астрофизика опирается на «трех китов»: спектроскопию звезд и туманностей, теорию излучения и теорию атома. Оптическая спектроскопия звезд — источник сведений о химическом составе звезд, о кинематическом состоянии звездных атмосфер и оболочек, о движениях звезд в Галактике. Способствуя развитию представлений о формировании и эволюции звезд различных масс, о химическом составе различных звездных популяций в галактиках, спектроскопия поставляла эмпирический материал со значительным опережением. Методы спектроскопии всегда были основаны на высоких технологиях своего времени. Первые спектроскопические наблюдения звезд были выполнены в 1817 г.

Становление

Астрономическая спектроскопия, бесспорно, появилась раньше физической, лабораторной. Можно только дискутировать, откуда пошло их общее начало. Принято считать, что первые опыты с призмой принадлежат И. Ньютону (1666). Эффект формирования радужной полоски с помощью призмы был известен и ранее, но в предыдущих попытках (например, предпринятых Р. Декартом) объяснить его предполагалось тем, что белый свет становится цветным только в результате преломления, а цвет зависит от угла преломления. Ньютон выполнил критический эксперимент с двумя призмами, у которых дисперсия (т. е. зависимость показателя преломления от длины волны) работала в противоположных направлениях, и показал, что лучи разного цвета присутствуют в составе белого света. Но в XVII в. опыты Ньютона с комбинированием различных оптических элементов не получили развития. Лишь в 1752 г. Т. Мелвилл обнаружил, что различные соли, помещаемые в пламя, при рассматривании через призму дают разнообразные спектры. Например, обычная поваренная соль формирует «яркий желтый» цвет. Более того, в экспериментах наблюдались не все цвета радуги, для некоторых веществ в радужной полоске образовывались темные провалы. Напомним, что газовая горелка Р. Бунзена и Г. Роскоу была использована спустя столетие (1857). В 1802 г. У. Волластон нашел в спектре Солнца семь темных деталей (провалов), которые он интерпретировал как границы естественных цветов [1]. Эти детали наблюдались в том случае, когда солнечный свет проходил через узкую щель. Поскольку щель и призма — компоненты спектрального прибора, эксперимент Волластона также можно рассматривать как первый шаг в спектроскопическом приборостроении. Следующим стало применение зрительной трубы, оптика которой развивалась к тому времени уже почти 200 лет.

Зрительную трубу, состоящую из двух линз (объектив и окуляр), изобрел в 1608 г. голландский оптик Г. Липперсгейм. До первых наблюдений Г. Галилея зрительные трубы в качестве телескопа уже использовались Т. Гарриотом и С. Мариусом. Будучи прекрасным интерпретатором и популяризатором, Галилей вошел в историю и как изобретатель телескопа-рефрактора (1610). Одиночная линза строит окрашенное изображение, т. е. обладает хроматической аберрацией. Если увеличивать фокусное расстояние (F) линзы, сохраняя ее диаметр (D), то хроматическая аберрация снизится до уровня дифракционных искажений, обусловленных конечным размером оправы объектива. Поэтому во второй половине XVII в. воздушные телескопы с однолинзовыми объективами достигали длины в десятки метров, например: у братьев Гюйгенсов F = 37 м, у Я. Гевелия — 45 м, а у Дж. Брадлея — 65 м. В 1733 г. Ч. М. Холл открыл двухлинзовую комбинацию стекол (легкий крон + тяжелый флинт), формирующую неокрашенные изображения. Отливки из флинта (с примесью окиси свинца) долгое время получались оптически неоднородными, и качество изображений было неудовлетворительным. Ахроматический двухлинзовый объектив по идеям Холла был запатентован Дж. Доллондом в 1758 г. Но только в начале XIX в. швейцарец П. Гинан усовершенствовал технологию производства этих сортов стекол. Позже соответствующее стекольное производство обосновалось в Париже, а после революции 1848 г. оно переместилось в Англию, где использование профессиональных секретов Гинана и его наследников резко повысило качество оптики местного производства. Двухлинзовые объективы (дублеты) обладали хроматической аберрацией в 16 раз меньшей, чем однолинзовые, телескопы стали светосильными (увеличилось отношение D/F), трубы телескопов укоротились более чем в 10 раз. Метод исправления хроматической аберрации не только продвинул качество рефракторов, но и обеспечил принципиальную возможность создания первых информативных спектральных приборов.

Развитие оптического приборостроения зависело не только от преодоления технологических трудностей, но и от экономических и политических обстоятельств. Так, в большинстве европейских государств до 1845 г. были весьма высокие налоги на производство стекла: оно считалось предметом роскоши. А эмбарго на ввоз товаров из Англии способствовало независимому развитию стекловарения в Германии. Баварец Й. Фраунгофер, консультируясь у Гинана, с 1809 г. начал совершенствовать методы контроля при производстве стекла различных сортов. Фраунгоферу необходимо было сформировать набор длин волн, на которых следовало измерять показатели преломления стекол [2]. Первый астрономический спектроскоп состоял из цилиндрической линзы, 60-градусной призмы из флинта и небольшого теодолита (D = 2,5 см). В спектре Солнца были измерены положения 324 спектральных линий. Некоторые провалы, обнаруженные Волластоном, оказались состоящими из тесно расположенных линий. В 1817 г. Фраунгофер усовершенствовал свой спектроскоп, установив призму с углом ~38°, и наблюдениям стали доступны планеты и яркие звезды (Сириус, Капелла, Бетельгейзе). С 1823 г. он стал использовать рефрактор (D = 10 см) с предобъективной призмой и обнаружил линии в спектрах шести звезд. Отмечая сходство спектров Солнца, Луны и планет, ученый предположил, что каждая звезда обладает уникальным набором линий. Последнее послужило доказательством, что фраунгоферов спектр формируется вне атмосферы Земли. Итак, первым результатам в области спектроскопии звезд в немалой степени способствовали потребности оптического производства, высокие налоги на стекло и межгосударственные санкции. После Фраунгофера в течение 40 лет все попытки исследовать спектры звезд оказались неудачными.

Еще в 1815 г. Фраунгофер обнаружил, что положение яркой желтой линии, наблюдаемой в спектре пламени масляной горелки, совпадает с положением темной линии в спектре Солнца. В 1849 г. Л. Фуко отождествил эту линию в спектре натрия. Эти результаты послужили основой для опытов Г. Р. Кирхгофа и формулировки принципа спектрального анализа в 1859 г. («...соответствие между спектром и качеством излучающего источника» позволяет «по свету, который посылает тело, заключить о его химическом составе...»).

Инвентаризация звезд

В 1855 г. А. Секки начал наблюдения на окулярном спектроскопе системы Фраунгофера в сочетании с большим рефрактором Мерца (D = 24 см). Кроме того, Секки использовал 12-градусную призму перед объективом небольшого телескопа, закрепленного параллельно рефрактору. Во Флоренции, у астронома, оптика и ботаника Дж. Амичи, обучался Дж. Донати, одним из первых применивший спектроскоп для наблюдений звезд и комет. Донати использовал линзу (D = 41 см), обладавшую значительным хроматизмом, в комбинации с цилиндрической линзой, расположенной на входе спектроскопа (1860). Исследуя спектры 15 звезд, Донати обнаружил взаимосвязь набора спектральных линий с цветом звезды. В 1860 г. Амичи изобрел призму прямого зрения и усовершенствовал спектроскоп Фраунгофера [3]. Применяя окулярный спектроскоп с двойной призмой Амичи, Секки составил второй каталог спектров. Большинство из 316 звезд было разделено на три типа (белые, желтые и красные), но основой классификации стал не цвет звезды, а вид фраунгоферова спектра. Из спектроскопических соображений Секки пришел к выводу, что Солнце — это одна из звезд. В спектрах звезд первого типа отождествлялись три линии водорода (рис. 1). Затем был выделен четвертый тип — звезды с широкими темными полосами (известные сегодня как углеродные звезды).

Техника фотографирования, развивавшаяся в течение XIX в. (первый снимок на бумаге сделал еще в 1816 г. Ж. Ньепс), активно использовалась астрономами. Дагерротипию для изучения призменного спектра Солнца применил Дж. Гершель в 1842 г., фотографию Веги на мокрых коллоидных пластинках получили в 1850 г. У. и Дж. Бонды. В 1872 г. декан медицинского факультета Городского университета Нью-Йорка Г. Дрепер получил на мокрых коллоидных пластинках первую фотографию звездного спектра — для той же Веги; на нем были видны темные линии. Позже, в собственной обсерватории, на телескопе с предобъективной призмой и сухими броможелатиновыми пластинками, Дрепер снял спектры более 10 тыс. звезд, а в 1879 г. достиг величины спектрального разрешения R = λ/Δλ = 5000 (λ — длина волны, Δλ — минимально различимый интервал между двумя линиями). Должность декана приносила доходы, и после смерти Дрепера (1882) его вдова Анна основала фонд, средства которого были направлены на проведение беспрецедентного спектроскопического обзора профессионалами обсерватории Гарвардского колледжа. Первые эксперименты по фотографической призменной спектроскопии начались в 1885 г. Фотографический дублет (D = 20 см, F = 114 см) строил 10-градусное поле на фотопластинке 20×25 см (рис. 2). С 13-градусной предобъективной призмой спектры звезд шестой величины регистрировались за пять минут.

Первая программа наблюдений была завершена к 1889 г., спустя год директор Гарвардской обсерватории Э. Пикеринг опубликовал первую часть каталога HD (Henry Draper), содержащего спектральную классификацию 10 351 звезды [4]. Основной объем работ со звездными данными выполнили сотрудницы Пикеринга В. Флеминг, А. Мори, А. Кэннон (всего у него работало около 20 сотрудниц). Измерения интенсивности спектральных линий выполнялись методом визуальных оценок. Южное небо (рис. 2) фотографировали на телескопе, установленном в Арекипе (Перу). С 1918 по 1924 г. был опубликован каталог спектров 225 тыс. звезд до девятой величины включительно. Последовательность спектральных классов отражала изменение температуры звездных атмосфер.

Щелевые спектры

Качество бесщелевых призменных спектров зависит от четкости звездных изображений и точности сопровождения объекта. На фотопластинке одновременно регистрировались спектры нескольких сотен звезд (рис. 2), и спектральная классификация проводилась по соотношениям интенсивностей линий. Для измерений положений линий на фотографической спектрограмме необходимо зафиксировать изображение звезды на входе спектрографа (используя щель, как в спектроскопе Фраунгофера) и через эту же щель зарегистрировать спектр сравнения с известными значениями длин волн линий. Тогда регистрируется спектр только одной звезды, попадающей в щель, но открывается возможность найти значения длин волн линий, необходимые для определения смещения вследствие эффекта Доплера. О возможности измерять доплеровские смещения указывал еще Секки, первые визуальные измерения выполнил астроном-любитель В. Хэггинс [5], более известный пионерными работами по отождествлению линий химических элементов в спектрах звезд и туманностей. Использовался рефрактор (D = 38 см), двухпризменный окулярный спектроскоп (рис. 3), источником водородного спектра сравнения служила гейслерова трубка. В 1872 г. Хэггинс довел ошибку визуальных измерений доплеровских смещений до 8 км/с.

Телескопы-рефракторы XIX в. создавались как для визуальных наблюдений, так и с объективами, хроматическая аберрация которых была исправлена для фотографических наблюдений. В конце столетия на больших рефракторах обсерваторий Йеркса (США, D = 102 см), Лика (США, D = 91 см), Потсдама (Пруссия, D = 80 см), Медона (Франция, D = 83 см), Пулкова (Россия, D = 76 см) были установлены щелевые призменные спектрографы (рис. 4). На щелевом спектрографе регистрируется один спектр, поэтому остаточный хроматизм линзового объектива спектрографа исправляли, наклоняя кассетную часть. По доплеровскому смещению линий удается измерить скорость движения звезды вдоль луча зрения. Программы измерения лучевых скоростей звезд были стимулированы интересом к изучению двойных систем, при этом были открыты пульсации звездных атмосфер. В отличие от бесщелевых спектров, на которых была построена одномерная Гарвардская классификация, качество щелевых спектрограмм было выше. Щелевые спектрограммы, полученные на однометровом рефракторе обсерватории Йеркса, послужили основой для двумерной (по температуре и светимости) спектральной классификации МКК (авторы У. Морган, Ф. Кинан и Э. Келман), опубликованной в 1943 г.

Свободные от хроматической аберрации рефлекторы стали основным средством спектроскопических исследований в начале ХХе в. В 1904 г. Дж. Э. Хэйл основал первую обсерваторию (Маунт Вилсон, США), где предполагалось собранный телескопом свет исследовать в комфортных лабораторных условиях. Прежде всего из окрестностей Чикаго был перенесен башенный солнечный телескоп. В 1908 г. в обсерватории начал работу телескоп-рефлектор диаметром D = 1,5 м, значительная часть наблюдательного времени которого была использована для спектроскопии звезд. Неподвижный фокус кудэ (в который свет, собираемый движущимся телескопом, передается системой зеркал) был изобретен в Парижской обсерватории еще в середине XIX в., а в 1910 г. фокус кудэ 1,5-метрового рефлектора Маунт Вилсон оснастили призменным автоколлимационным спектрографом с фокусным расстоянием 5,5 м. На этом спектрографе были исследованы спектры ярких звезд с величиной спектрального разрешения R = 70 000, что позволило получить первые представления о движениях вещества в звездных атмосферах. Вторым звездным спектрографом 1,5-метрового телескопа стал подвесной трехпризменный прибор (рис. 5), один из самых продуктивных спектрографов первой половины ХХ в.

От рефракции к дифракции

Уже через год после экспериментов Ньютона с призмой Дж. Грегори обнаружил окрашивание белого света при просвечивании природной дифракционной решетки — птичьего пера. Но первую искусственную дифракционную решетку изготовил в 1785 г. Д. Риттенхауз, закрепляя на рамке волоски на одинаковых расстояниях параллельно друг другу. Фраунгофер в 1821 г. заменил волоски на тонкие проволочки, а затем использовал систему тонких царапин на стеклянной пластинке. В 1882 г. Г. Роуланд описал свое изобретение винтовой делительной машины (рис. 6), позволяющей смещать нарезаемую заготовку на величину порядка тысячной доли миллиметра. С помощью делительной машины на металлической или стеклянной поверхности алмазным резцом наносились равноотстоящие тонкие штрихи. На своей машине Роуланд довел плотность нарезки до 787 штрихов на 1 мм. Он также изобрел и изготовил в Балтиморе вогнутую дифракционную решетку (1882). В 1888 г. Роуланд опубликовал подробный фотографический атлас спектра Солнца, общей длиной около 20 м. Это позволило определить длины волн линий с точностью до 0,01 Å и составить соответствующие таблицы (1898). Он же разработал теорию плоской дифракционной решетки (1893), где впервые появилась известная формула dsinϕ = kλ (здесь d — период решетки, ϕ — угол между направлениями распространения исходного луча и наблюдения, т. е. левая часть представляет собой разность хода между волнами с соседних штрихов, которая в случае равенства целому числу длин волн обеспечивает максимум интенсивности отраженного света за счет интерференции; такое k называется порядком дифракции, или, применительно к спектроскопии, порядком спектра).

Подобные решетки концентрировали значительную часть света в нулевом порядке дифракции (он общий для всех длин волн, и разложение в спектр здесь не происходит), поэтому звездные спектрографы, оснащенные такими решетками, по световой эффективности серьезно уступали призменным. В 1907 г. Дж. У. Стретт (Рэлей) показал, что решетки с профилированным штрихом (когда рабочими элементами служат не промежутки между царапинами, а собственно грани штрихов) могут обеспечить высокую концентрацию энергии в заданном спектральном порядке. Позже идею Рэлея реализовал Р. Вуд, изготовив дифракционные решетки с заданной формой штриха.

Спектрограф фокуса кудэ 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт Вилсон, работавший с 1917 г. с призмами в автоколлимационном варианте, в 1931 г. был реконструирован [6]. Для этого спектрографа в 1935 г. Р. Вуд изготовил дифракционную решетку (590 штрихов/мм) с рекордной концентрацией света (48%) во втором порядке. Это сразу привело Т. Данэма к открытию узких межзвездных линий ионизованного титана. Применение плоской дифракционной решетки в фокусе кудэ получило продолжение: с 1949 по 1981 г. было введено полтора десятка кудэ-спектрографов, где дифракционные решетки работали в низких порядках (k = 1÷4).

«Если даже с помощью 200-дюймового телескопа и не сделают новых открытий, он полезен тем, что освободит 100-дюймовый телескоп для решения многих задач». В этой фразе Д. Мак-Лафлина [7] дана высокая оценка 2,5-метровому телескопу обсерватории Маунт Вилсон и в значительной мере работам, выполненным на спектрографе фокуса кудэ. Обладая более высокой угловой дисперсией, дифракционные решетки с середины ХХ в. вытеснили призмы во всех видах наблюдений с высоким спектральным разрешением. Вогнутые дифракционные решетки с профилированным штрихом использовались в астрономических монохроматорах, где оставались единственным оптическим элементом, искажающим, правда, каждый последовательно регистрируемый элемент спектра. В эпоху одноканальных фотоэлектрических приемников (ФЭУ) советские астрономы широко использовали монохроматоры (рис. 7), отсканировав спектры (R ~ 50÷100) значительной части ярких звезд.

Ширина щели — где оптимум?

Теоретическая разрешающая способность дифракционной решетки равна произведению полного числа штрихов N на порядок дифракции k. Поэтому запросы астрономов на изготовление больших нарезных решеток вызывали удивление у оптиков. Например, используемые на 6-метровом телескопе БТА (Большой телескоп азимутальный САО) решетки с заштрихованной областью 360×320 мм и плотностью 600 штрихов/мм имеют теоретическое разрешение R = 216 000÷864 000 (в зависимости от используемого порядка дифракции), а работают со значениями R ~ 10 000 [8]. Дело в том, что теоретическое значение R определено для бесконечно узкой щели, а в щель астрономического спектрографа должна попадать большая часть изображения турбулентного диска звезды. Приведем оценки на примере пионерных наблюдений с высоким спектральным разрешением. В фокусе кудэ 1,52-метрового телескопа (F = 45,7 м) масштаб изображений составляет 4′′/мм. Так как призменный спектрограф автоколлимационный, то такой же масштаб был и на фотопластинке. При секундных изображениях звезд ширина щели (и ее проекции на фотопластинку) составит 0,25 мм, а спектральное разрешение (на длине волны 4300 Å) — всего R ~ 12 000. В реальных наблюдениях (при R = 70 000) ширина щели составляла 0,04 мм, что эквивалентно использованию менее 10% собранного телескопом света. На 2,5-метровом телескопе масштаб в фокусе кудэ составляет 2,5′′/мм, и призменный автоколлимационный спектрограф с такими же характеристиками, что и на 1,5-метровом, окажется еще менее эффективным. Можно показать, что при использовании одного и того же диспергирующего элемента в режиме автоколлимации спектральное разрешение обратно пропорционально произведению диаметра объектива телескопа D на угловые размеры щели s и прямо пропорционально диаметру коллимированного пучка δ спектрографа. Поэтому перенос техники наблюдений с высоким спектральным разрешением на большие телескопы означал увеличение δ, т. е. размеров диспергирующего элемента. Спектрограф фокуса кудэ 2,5-метрового телескопа обсерватории Маунт Вилсон был оснащен решеткой размером 15×15 см, на спектрографе фокуса кудэ 5-метрового телескопа с 1949 г. использовалась мозаика из четырех таких решеток (δ = 30 см). Технологическим прорывом стало также внедрение в спектроскопию широкоугольных светосильных камер Б. Шмидта и (позже) камер системы Д. Максутова (камера Шмидта оснащена асферической коррекционной пластиной, тогда как камера Максутова — сферическим мениском, что технологичнее). Через пять лет после изобретения камеры Шмидта (1930) спектрограф фокуса кудэ 2,5-метрового телескопа (рис. 8) был оснащен одной длиннофокусной (F = 290 см) и двумя камерами Шмидта (F = 185 см, F = 81 см), что позволило согласовать ширину входной щели (s = 0,047, 0,074, 0,169 мм, или 0,117′′, 0,185′′, 0,422′′ соответственно) с элементом разрешения фотоэмульсии (0,03 мм). Спектральное разрешение при этом составляло R = 46 000, 30 000 и 13 000, но, увы, ценой больших потерь света на входной щели. Небольшой фрагмент фотографической кудэ-спектрограммы приведен на рис. 9, длина таких спектров достигала нескольких десятков сантиметров.

Первое миниатюрное оптическое устройство (резатель изображения), позволяющее использовать значительную часть собранного телескопом света без потери спектрального разрешения, изобрел А. Боуэн, первый директор обсерватории Маунт Паломар (США) и конструктор спектрографа фокуса кудэ 5-метрового телескопа. Принцип работы резателя состоит в разделении изображения звезды на узкие полоски, ширина каждой из которых равна ширине щели, согласованной с линейным разрешением светоприемника. На звездных спектрографах 6-метрового телескопа БТА используются оригинальные резатели изображения [8, 9].

Двумерный подход

Линейная дисперсия пропорциональна фокусному расстоянию камеры F и угловой дисперсии дифракционной решетки, а угловая дисперсия, в свою очередь, пропорциональна номеру порядка дифракции k и плотности штриховки. В стремлении к высокому спектральному разрешению мы не можем увеличивать F, так как при этом придется уменьшать ширину щели и терять на входе спектрографа большую часть собранного телескопом света. При нарезании решетки 600 штрихов/мм для звездного спектрографа БТА алмазный резец проходил по тончайшему алюминиевому слою расстояние ~700 км! Увеличение плотности штрихов вдвое уже приводит к технологическим трудностям, поэтому остается путь увеличения линейной дисперсии за счет работы с более высокими номерами порядка дифракции k. Порядок дифракции определяется в основном разностью хода лучей, попадающих на рабочие грани соседних штрихов, а та, в свою очередь, — значением угла блеска (угла между нормалями к плоскости решетки и к плоскости рабочей грани штриха), см. рис. 10. При нарезании решетки с большим углом блеска штрих должен быть глубоким, т. е. нагрузки на резец возрастают многократно.

Если порядки k = 1, 2, 3 формируются при существенно различных углах дифракции для разных длин волн, то порядки k = 50÷100 видны на близких значениях угла дифракции, т. е. пространственно перекрываются. Развести эти порядки в пространстве можно, добавив в схему спектрографа второй диспергирующий элемент (призму или решетку), плоскость дисперсии которого ортогональна плоскости дисперсии основной решетки. Спектрографы с двумя взаимно ортогональными диспергирующими элементами (метод скрещенной дисперсии) получили широкое распространение из-за высокой угловой дисперсии и небольшой длины каждого спектрального порядка, последнее позволяет регистрировать спектр значительной протяженности на современном светоприемнике — матрице ПЗС (приборе с зарядовой связью, рис. 11).

Первый в мире звездный спектрограф скрещенной дисперсии с фотографической регистрацией был разработан крымскими астрофизиками [10], использовавшими результаты Ф. М. Герасимова [11] и его сотрудников из Государственного оптического института имени С. И. Вавилова (ГОИ) по созданию технологии изготовления нарезных дифракционных решеток, в том числе с большими углами блеска. Процесс изготовления большой дифракционной решетки продолжается многие сутки, поэтому для массового производства спектрографов различного назначения в ГОИ была разработана технология репликации решеток (изготовления оттисков с нарезанного оригинала). Более полувека наша страна развивает эти технологии, в частности, БТА оснащен крупноформатными дифракционными решетками и соответствующей спектральной аппаратурой российского производства. Отечественное спектральное приборостроение основал в 20–30-х годах В. К. Прокофьев из ГОИ, с 1956 г. работавший в Крымской астрофизической обсерватории АН СССР.

Оптоволоконный «переходник»

Оптоволоконное сочленение телескопа и спектрографа впервые было использовано для спектроскопии яркой галактики в 1979 г., и с 1982 г. применяется в многообъектной спектроскопии, где на щель спектрографа среднего разрешения по отдельным световодам подается излучение от избранных объектов, находящихся в поле зрения телескопа. Основное направление здесь — исследование дальней (и ранней) Вселенной. Получаемые при этом спектры слабых звезд переднего фона оказываются полезными «отходами производства». Применение оптического волокна открыло новые возможности и в спектроскопии высокого разрешения [12]. Во-первых, оптоволокно обеспечивает освещение входа в спектрограф более однородное и стабильное, чем в режиме удержания изображения звезды на щели спектрографа фокуса кудэ. Во-вторых, увеличивается точность калибровки спектра по длинам волн. Кроме того, спектрограф может быть выполнен по оптимальной стационарной схеме и даже помещен в объем со стабилизированными температурой и давлением.

Спектрографы высокого разрешения, имеющие оптоволоконное сочетание с телескопом, служат инструментом для решения широкого круга задач: для изучения механизмов потери звездного вещества, для использования спектра нерадиальных колебаний как индикатора внутреннего строения звезд, для доплер-зеемановского картирования звездных атмосфер, для анализа тонкой структуры абсорбционных спектров квазаров, измерения лучевых скоростей звезд с поддержанием высокой точности (несколько м/с) на шкале месяцы — годы. Сегодня в мире работает свыше двух десятков таких спектрографов, наиболее популярный продукт их деятельности — обнаружение доплеровским методом маломассивных спутников звезд (в том числе экзопланет). Под ажиотажную задачу поиска и исследования экзопланет последние 20 лет выделяются большие средства, создаваемые спектральные комплексы используются затем и в более «спокойных» задачах, понятных узкому кругу спектроскопистов.

...И следующие n лет

Из вышеизложенного видно, что с увеличением диаметра телескопа желательно пропорционально увеличить диаметр коллимированного пучка дифракционного спектрографа высокого разрешения. Значение δ = 30 см, достигнутое к середине ХХ в., остается предельным, поскольку определяется технологией изготовления нарезных дифракционных решеток, возможности которой исчерпаны. Не спасают положение и голографические решетки, как с поверхностным, так и с объемным фазированием (здесь размеры решеток поскромнее). П. Жакино показал, что по произведению светосилы по потоку L на спектральное разрешение R призма в несколько раз уступает дифракционной решетке, а RL решетки уступает интерферометру более чем на порядок (сравнивались приборы с одинаковой апертурой А) [13]. В астрономической спектроскопии дифракционная решетка заменила призму уже в середине ХХ в., а интерферометры различных типов в качестве основного элемента спектрального прибора высокого разрешения делают только первые шаги. В иерархии этих приборов (призма — дифракционная решетка — интерферометр Фабри — Перо — двухлучевой интерферометр) потенциальное качество увеличивается с уменьшением числа интерферирующих пучков. Заметим, что все спектральные оптические системы объединяет общий принцип — они осуществляют фурье-преобразование излучения. Призменный спектрограф выполняет такое преобразование, формируя простейший сигнал в виде одного спектра. Дифракционный спектрограф выдает более сложный сигнал, представленный в виде двух бесконечных последовательностей спектральных порядков. Двухлучевой интерферометр выполняет простейшее (синусное или косинусное) преобразование, создавая итоговый сигнал в виде интерферограммы. Наиболее экономичный (по потерям света) интерферометрический метод спектроскопических наблюдений появился на полвека раньше, чем цифровые методы обработки сигнала.

Предложено несколько методов интерферометрического измерения спектров, реализующих преимущество интерферометров в величине RL перед дифракционными спектрографами. Если перед щелью дифракционного спектрографа скрещенной дисперсии установить многолучевой интерферометр Фабри — Перо, получим интерферограмму (рис. 12), в которой содержится информация со спектральным разрешением, в несколько раз превышающим предельное разрешение этого же спектрографа, используемого без интерферометра.

Если вместо интерферометра Фабри — Перо установить двухлучевой интерферометр белого света с фиксированным сдвигом, каждый элемент спектра будет изображаться в виде вертикальной линии, интенсивность вдоль которой изменяется по более простому (чем в случае с интерферометром Фабри — Перо) синусоидальному закону. Измеряя относительные смещения таких синусоид с известным периодом, можно по каждой спектральной линии определять лучевую скорость с точностью до нескольких метров в секунду [14]. Применение интерферометров позволяет решить проблему ширины щели дифракционных спектрографов, а вместо стабилизации всего объема спектрографа (длиной в несколько метров) необходимо термостатировать только интерферометр.

Успешное применение спектрографов с оптоволоконным сочетанием в задаче доплеровского исследования экзопланет не снижает интереса к варианту столетней давности — передаче света в фокус кудэ посредством системы зеркал. В Европейской южной обсерватории (Чили) завершается создание дифракционного спектрографа фокуса кудэ для поиска планет земного типа [15]. В объеме, занимаемом компонентами спектрографа ESPRESSO, могли бы разместиться все авторы проекта! Схема спектрографа (R = 59 000÷225 000) предполагает применение резателей изображения и сегментирование зрачка, последнее позволяет использовать дифракционную решетку с длиной штриха «всего» 20 см.

Отказ от оптоволоконного сочетания ESPRESSO с телескопами комплекса VLT (Очень большой телескоп, D = 8 м) связан, по-видимому, со свойствами многомодовых (ММ) оптических волокон. Астрономы предпочитают ММ-волокна из-за относительно большого диаметра ядра (50÷300 мкм), потому что в ядро одномодового (ОМ) волокна диаметром несколько микрометров невозможно без потерь «упаковать» изображение звезды, пусть даже средствами адаптивной оптики. Но из-за неточностей сопровождения звезды телескопом и взаимодействия мод (при изгибах волокна) центр тяжести изображения на выходе ММ-волокна (рис. 13) смещается на величину, ограничивающую точность измерения лучевой скорости на уровне ~1 м/с. ОМ-волокна лишены этого недостатка (причем распределение интенсивности на выходе всегда гауссово), остается решить задачу экономичного (без потерь света) перехода из ММ-волокна в систему ОМ-волокон.

Задача была решена при создании фотонного фонаря [16] в рамках нового технологического направления — астрофотоники. Если на многомодовый вход фотонного фонаря диаметром около 100 мкм подать собранный телескопом свет от звезды, на выходе получим несколько дифракционно ограниченных одномодовых пучков, которые можно направить в мини-спектрографы высокого разрешения. В таких приборах можно использовать как миниатюрные голографические решетки с объемным фазированием, так и другие средства снижения потерь света (высокоэффективные оптические покрытия и приемники, оптимальные для каждого диапазона длин волн). Разрабатываемый для Экстремально большого телескопа (ELT) опытный образец спектрографа высокого разрешения (R = 50 000) с одномодовым оптоволоконным входом имеет диаметр коллимированного пучка 22 мм [17], что на порядок меньше пучка в эшельном спектрографе БТА (δ = 240 мм, [9]). Итак, проблема ширины щели, существовавшая для спектрографов больших телескопов около 100 лет, решается средствами астрофотоники.

Методы астрофотоники позволяют принципиально изменить средства спектроскопии видимого и инфракрасного диапазонов на космических аппаратах, габариты последних будут определяться только оптикой телескопа и служебными системами. В создании новых спектрографов наземного и космического базирования безусловно сыграет роль и технология дифракционных оптических элементов, см. [18].

Первые свои вычислительные алгоритмы авторы отрабатывали еще на ламповых ЭВМ, где оперативная память в 1 кб занимала целый зал, сегодня такой объем памяти неразличим и в микроскоп. Возможно, что и в спектроскопии высокого разрешения произойдет подобная эволюция, но мы прочтем об этом, к сожалению, в зарубежных журналах.

Литература
1. Wollaston W. H. A method of examining refractive and dispersive powers, by prismatic reflection // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 1802. V. 92. P. 365–380.
2. Fraunhofer J. Determination of the refractive and dispersive indices for differing types of glass in relation to the perfection of achromatic telescopes // Denkschriften der Bayerischen Akademie der Wissenschaften. 1817. V. 5. P. 193–226.
3. Donati G. B. Intorno alle strie degli spettri stellari Il Nuovo Cimento. 1862. V. 15. P. 292–304.
4. Pickering E. C. Preparation and discussion of the Draper Catalogue // Annals of the Astron. Obs. of Harvard College. V. XXVI. Part I. Cambridge, 1891.
5. Huggins W., Miller W. A. On the spectra of some of the fixed stars // Philosophical Transactions of the Royal Society of London. 1864. V. 154. P. 413–435.
6. Dunham T. Jr. Methods in stellar spectroscopy // Vistas in Astronomy. 1956. V. 2. P. 1223–1283.
7. McLaughlin D. B. The present and future of the telescope of moderate size: Symposium papers presented at the dedication of the Flower and Cook Observatory of the University of Pennsylvania, June 11–12, 1956.
8. Panchuk V. E., Chuntonov G. A., Naidenov I. D. Main stellar spectrograph of the 6-meter telescope. Analysis, reconstruction, and operation // Astrophys. Bulletin. 2014. V. 69. P. 339–355.
9. Панчук В. Е., Клочкова В. Г., Юшкин М. В., Найденов И. Д. Спектрограф высокого разрешения 6-метрового телескопа БТА // Оптический журнал. 2009. Т. 76. № 2. С. 42–55.
10. Копылов И. М., Стешенко Н. В. Звездный спектрограф с эшелле // Известия Крымской астрофизич. обсерв. 1965. Т. 33. С. 308–314.
11. Герасимов Ф. М. Современные дифракционные решетки // Оптико-механическая промышленность. 1965. Вып. 10. С. 33–49.
12. Panchuk V. E., Yushkin M. V., Yakopov M. V. High-resolution fiber-fed spectrographs // Astrophysical Bulletin. 2011. V. 66. № 3. P. 355–370.
13. Jackuinot P. The luminosity of spectrometers with prisms, gratings, or Fabry — Perot etalons // Journ. Opt. Soc. of America. 1954. V. 44. P. 761–765.
14. Ge J. Fixed delay interferometry for doppler extrasolar planet detection // Astrophys. Journ. 2002. V. 571. P. L165–L168.
15. Mégevand D., Zerbi F. M., Di Marcantonio P. et al. ESPRESSO an exo-Earths hunter for the VLT // Proc. of SPIE. 2013. V. 8864. P. 88640E-1.
16. Leon-Saval S. G., Birks T. A., Bland-Hawthorn J., Englund M. Multimode fiber devices with single-mode performance // Optics Letters. 2005. V. 30. P. 2545–2547.
17. Ghasempour A., Kelly J., Muterspaugh M. W., Williamson M. H. A single mode echelle spectrograph: eliminating modal variation, enabling higher precision Doppler study // Proc. of SPIE. 2012. V. 8450. P. 845045 (1–8).
18. Полещук А. Оптика века информационных технологий // Наука в России. 2013. № 2 (194). C. 4–10.