Его 3.5-метровое зеркало - самое большое из построенных до сих пор для космических телескопов. Помещенный в точку Лагранжа L2, удаленную от Земли на 1.5 миллиона километров в противоположном от Солнца направлении, ГЕРШЕЛЬ будет изучать холодные, с пылевыми оболочками источники космического излучения с большими красными смещениями. Мы сможем получить изображения невиданной четкости и весьма информативные спектры в мало изученном далеком инфракрасном (ИК) диапазоне. В соперничестве за изучение холодной и ранней Вселенной европейцы скоро опять станут лидерами. Со стартом большой ИК космической обсерватории ГЕРШЕЛЬ Европейским Космическим Агентством (ЕКА) будет поставлено сразу несколько рекордов:

• самое большое зеркало телескопа,
• самые большие камеры для далекого ИК диапазона,
• чисто радиационное охлаждение главного зеркала,
• охлаждение оригинальных болометрических камер гелием-3 почти до абсолютного нуля температуры.

Тем самым достиг завершения проект, начавшийся в 1982 году с предложения - построить FIRST - Far Infrared and Submillimeter Telescope. В 1984 году он стал основным направлением деятельности ЕКА. Над разработкой научной аппаратуры интенсивно трудились с 1999 года.

Гонка за исследование Вселенной в ИК диапазоне началась в 1983 году со стартом американо-голландского исследовательского спутника IRAS. После 10 месяцев наблюдений мир стал выглядеть иначе: была открыта четверть миллиона источников на волнах от 12 до 100 мкм. Новые классы галактик, максимум излучения которых лежит в далеком ИК диапазоне, протозвезды в плотных молекулярных облаках, холодные пылевые диски, необычные звезды (Вега-феномены), простирающиеся по всему небу ИК перистые облака - вот перечень неожиданных открытий.
Потрясающий успех IRAS вскоре после старта способствовал решению о создании настоящей ИК космической обсерватории в Европе. С созданием ISO в 1995 году европейцы опять оказались впереди. С высокой чувствительностью, лучшим пространственным разрешением, спектроскопическими измерениями и расширением диапазона волн до 200 мкм стали доступными тысячи ИК источников. Открытия с помощью ISO привели к появлению около 1400 научных публикаций в ведущих международных журналах.

С 2005 года лидерство опять перешло к NASA. С появлением ИК телескопа SPITZER наблюдательные возможности опять улучшились. Благодаря лучшей траектории полета (вслед за Землей, по сравнению с высокоэксцентричной орбитой вокруг Земли с периодом обращения 24 часа у ISO) и применению новых камер, недоступных в то время европейцам, получены детальные карты неба в среднем ИК диапазоне ( < 28 м).
В этом американо-европейском соперничестве появился третий участник - японское космическое агентство JAXA. С помощью охлаждаемого гелием спутника AKARI с 2006 года начаты работы по двум направлениям:

• систематический обзор неба на волнах до 200 мкм и
  
• целевые исследования отдельных объектов в режиме обсерватории.
  

Все, запущенные до сих пор ИК спутники, имели зеркала диаметром от 60 до 85 см, так как из-за необходимости глубокого охлаждения жидким гелием они помещались в "термос" (криостат). Эти, сравнительно малые, зеркала давали по соотношению = /D весьма скромное пространственное разрешение , например, всего лишь 1 угловую минуту при =100 м. Поэтому в течение десятилетий по обеим сторонам Атлантики оставалось мечтой достижение, и в далеком ИК диапазоне, разрешения в 1 угловую секунду, обычного для оптики.
И здесь помогает только размер: с раскрывом в 350 см ГЕРШЕЛЬ почти в 6 раз больше зеркала ISO, таким образом становятся различимыми структуры размером около 10 угловых секунд. Такое высокое разрешение помогает сильно снизить эффект "путаницы" (confusion) при наблюдениях галактических облаков и неразрешенных далеких галактик.

Рис. 1. Космически телескоп ГЕРШЕЛЬ высотой 7.5 м. В тени большого экрана, обращенного к Солнцу и Земле, главное зеркало диаметром 3.5 м охлаждается до температуры около -200^оС.

Важнейшие видимые части - это большой гелиевый бак в центре, над ним - телескоп, под ним - теплая спутниковая часть со всеми устройствами питания и управления, вся конструкция с одной стороны защищена отражающим экраном. С 2400 литрами жидкого гелия на борту ГЕРШЕЛЬ весит 3.3 тонны. При расчетной норме расхода около 2 мг/сек этого запаса хватит на 4 года работы. Три научных прибора находятся в крио-вакуумном объеме гелиевого танка при температурах вблизи абсолютного нуля.
В спутниковой части находятся электронные устройства для измерения положения (звездные сенсоры и гироскопы), корректировки положения (маховики, газовые дюзы), а также источники питания. Кроме того, здесь находятся электронные устройства для управления научной аппаратурой, а также для получения, накопления и передачи данных, наконец, для приема команд наземной станции. ГЕРШЕЛЬ стабилизируется по трем осям и может направляться на исследуемые объекты с точностью +-2секунды дуги.
Большой односторонний экран от излучения Солнца и Земли (оба источника излучения находятся на одном направлении и видны как объекты с угловым диаметром полградуса) позволяет получить в тени пассивное охлаждение зеркала телескопа, примерно, до 80К (-193^оС). Обращенная к Солнцу сторона отражающего экрана покрыта фотоэлементами. Поэтому, с учетом теплофизики и энергопитания разрешается наклон оси телескопа до максимального значения +-30 градусов относительно эклиптики. Тем самым доступно для наблюдений на небе кольцо 60 - 120 градусов от Солнца, в течение полугода будет просмотрено все небо.

3.5 метровое главное зеркало - самое большое из построенных до настоящего времени для космического телескопа. Как монолитное зеркало, оно, очевидно, так и останется рекордсменом, поскольку на будущее запланированы еще большие телескопы, составленные из небольших отдельных частей, которые или будут раскладываться в космосе, как телескоп Джеймса Вебба, или работать в совместном полете, как в миссии интерферометра DARWIN. Будет также исследование применения в качестве зеркал тонких эластичных пленок или линз Френеля.
Зеркало ГЕРШЕЛЯ сделано из карбида кремния, керамического материала с плотностью 2.5 г/см³. По сравнению с используемыми в качестве зеркал для охлажденных телескопов стеклянными (ISO) или металлическими материалами (IRAS, SPITZER), SiC обладает значительным преимуществом: новый материал имеет высокую механическую прочность и позволяет изготавливать тонкостенные самонесущие конструкции, он хорошо полируется и при хорошей теплопроводности имеет низкий коэффициент температурного расширения. Полная масса телескопа составляет всего 300 килограммов.
Процесс изготовления частей из карбида кремния сложен, так как при нагревании материал сильно усаживается. Большие конструкции, как 3.5 метровое зеркало, должны составляться из частей поменьше, в нашем случае, из 12 секторов (рис.2). Фирма EADS-Astrum (Тулуза) его изготовила, затем зеркало было отправлено в Финляндию для полировки. После этого на установке напыления Института астрономии имени Макса Планка в обсерватории Calar-Alto на него был нанесен хромо-никелевый связующий слой, затем слой алюминия и, наконец, защитная пленка из SiO.

Рис. 2. 3.5-метровое главное зеркало телескопа изготовлено из карбида кремния и при большой прочности и высоком оптическом качестве очень легкое. Двенадцать частей в виде секторов собираются в самое большое зеркало, когда-либо использованное в космосе.

Во время изготовления зеркала были некоторые коллизии. При пробном охлаждении фокус сдвинулся сильнее, чем предсказывалось для нового материала. Это было поводом для беспокойства, так как ГЕРШЕЛЬ не имел устройств для корректировки фокуса. Тут же вспомнилась неудача с зеркалом телескопа Хаббл. Но там хотя бы была возможность исправить ошибку с помощью дорогого космического полета, здесь же у либрационной точки L2 такая операция полностью исключается. Повторные охлаждения приводили к одному и тому же изменению фокуса, которое теперь учтено при юстировке перед стартом.

Только совокупность большого телескопа с современной аппаратурой в его фокусе определяет потенциал обсерватории. ГЕРШЕЛЬ располагает тремя комплектами аппаратуры, которые одновременно видят соседние участки неба. Но в основном для наблюдений используется только один из приборов. Это -

• PACS - фотометрическая и спектроскопическая камера;
  ответственный ученый Альбрехт Поглич, Институт внеземной физики Макса Планка, Гарчинг, Германия.
• SPIRE - фотометрическая камера с Фурье-спектрометром,
  ответственный ученый Мэттью Гриффин, университет Уэльса, Кардифф, Великобритания.
• HIFI - гетеродинный спектрометр высокого разрешения,
  ответственный ученый Thijs de Graauw, SRON Национальный институт космических исследований, Гронинген, Нидерланды.

Совместно эти приборы перекрывают диапазон волн от 60 до 670 микрон. Тела с температурами от 50 до 5 К имеют максимум излучения в этом диапазоне. Три прибора позволяют провести почти полный анализ излучения из космоса в этом спектральном диапазоне. Приборы дополняют друг друга по своим параметрам, небольшие перекрытия позволяют проводить сравнения. Исполнение приборов определялось с начала разработки поставленными научными целями:

• Возникновение галактик в ранней Вселенной и изучение их развития;
• Возникновение звезд и их взаимодействие с межзвездной средой;
• Химия атмосфер и поверхностей комет, планет и их спутников;
• Молекулярная химия в космосе.

Подробное описание трех научных приборов и избранных примеров из наблюдательной программы дано в следующих разделах:
PACS (Photodetector Array Camera and Spectrometer).
Прибор объединяет камеру и спектрометр для диапазона волн от 60 до 210 мкм. Из трех комплектов аппаратуры он самый коротковолновый и позволяет иметь лучшее пространственное разрешение и более точные спектры интересных источников, которые не разрешались прежними ИК телескопами ISO и SPITZER. Камерой могут наблюдаться одновременно две из трех широких полос спектра: дихромный делитель луча и фильтр разлагают падающий с телескопа луч на полосы 60...85мкм и 85...130 мкм, одна из которых может измеряться одновременно с полосой 130-210 мкм. Из получаемой таким образом цветной карты можно путем сравнения с планковской чернотельной кривой тотчас же вывести температуры источников на большом поле зрения 1.75х3.5 дуговых минут. Но предварительно нужно вычесть из измеренных сигналов большой фоновый уровень, источником которого является собственное излучение сравнительно теплого (80К) телескопа (рис.3).

Рис. 3. Термическое излучение теплого зеркала телескопа ограничивает пороговую чувствительность ИК детекторов из-за дополнительных шумов. Охлаждением можно улучшить чувствительность на несколько порядков. Эта картинка, построенная для фотометрической камеры ISO показывает, что при охлаждении телескопа до 5 К чувствительность ограничивается только тонкими теплыми шлейфами пыли в Солнечной системе (зодиакальный свет). Чувствительность ГЕРШЕЛЯ, охлаждаемого до 80К, хуже. В нем влияние этого фонового излучения снижается из-за применения модулятора, а также более узких полос спектрометров.

На входе аппаратуры находится зеркало-модулятор (рис.4), которое позволяет изображение небесного объекта сдвигать периодически (с частотой около 3 Гц) на 1-3 дуговых минуты. На ячейку детектора попадают попеременно сигналы "объект + фон" или только "фон". Путем вычитания получается сигнал от объекта, освобожденный от собственного ИК излучения теплого телескопа.

Рис. 4. Модулятор прибора PACS - маленькое овальное зеркало в центре рисунка, оно позволяет посредством быстрых наклонов сравнивать объект и близлежащий фон неба и, тем самым, устраняет присутствующий в обоих полях мешающее собственное излучение телескопа. Модулятор работает при температуре -270^оС и потребляет всего 2 мВт мощности.

Обе камеры размерами 32х64 (коротковолновая) и 16х32 (длинноволновая) пикселей состоят из монолитных кремниевых болометров, которые должны охлаждаться до 0.3К. Это самые большие из когда-либо построенных камер для далекого ИК диапазона. Подробнее о болометрах и охладителе на ³Не можно прочитать в разделе о приборе SPIRE и информационной ссылке "Охлаждение гелием" (стр. 40, SuW 1/2008).
В спектрометре PACS решетка служит для разложения принимаемого излучения на отдельные длины волн. Дополнительно перед щелью спектрографа находится "резатель" изображения, который поле зрения, площадью менее квадратной минуты дуги в 5х5 пикселей, делит на еще более мелкие поля размером 9х9 квадратных дуговых секунд (рис.5). Из каждого из 25 крохотных элементов изображения строят маленький спектр. На двумерной камере размером 25х16 пикселей пространственные и спектральные данные сортируются, а программа оцифровки в итоге составляет карту из спектров всех 25 элементов изображения.

/ =1500.

Рис. 6. На снимке галактики М82 показано поле зрения резателя изображения спектрометра PACS. Отныне станет возможным одновременное спектроскопическое исследование звездообразования в различных частях галактики.

Обе камеры спектрометра используют в качестве детекторных элементов "примесные фотопроводники", это кристаллы германия величиной около 1 мм³ с примесью атомов галлия. Каждые 16 кристаллов Ge:Ga образуют камеру размерами 16х25 пикселей (рис.7).

Рис. 7. Здесь представлена фотодетекторная камера прибора PACS. Каждые 16 кристаллов германий-галлий сжаты "струбцинкой", чтобы расширить их диапазон чувствительности к более длинным волнам (до 210 мкм). 25 таких сжатых детекторных линеек, уложенных одна на другую, образуют одну из двух 16х25-пиксельных камер спектрометра.

В одной из двух камер все пиксели, разделенные изоляторами, находятся под большим механическим давлением ("спрессованы"). Таким образом они становятся более чувствительными к длинноволновым фотонам. Давление позволяет сдвинуть низкочастотную границу со 110 мкм до 210 мкм. Перед каждым детекторным пикселем установлен светопроводящий позолоченный конус. Тем самым вся энергия, падающая на камеру, попадает на маленькие детекторные кристаллы. Германий-галлиевые фотодетекторы имеют менее жесткие требования к охлаждению, нежели болометры. Для "сжатых" детекторов достаточно Т = 1.6 К, обычные работают при Т = 3 К. В отличие от монолитных болометрических камер, фотодетекторные Ge:Ga-камеры фирмы ASTEQ в Келькхайме под Франкфуртом-на-Майне были собраны вручную пиксель за пикселем. Это поистине удивительное творение механики, оптики, электроники и криогеники.
SPIRE (Spectral and Photometric Imaging Receiver) Гершеля тоже объединяет камеру и спектрометр для дальнего ИК диапазона и примыкающего к низкочастотному его краю субмиллиметрового диапазона. Прибор перекрывает диапазон волн от 200 до 670 мкм. Он наступает таким образом на слабо изученную область спектра с волнами короче 210 мкм, впервые достигнутую в эксперименте ISO.
Из-за растущей с длиной волны дифракции космических точечных источников должны увеличиваться и размеры пикселей камеры. Поэтому в приборе применены три камеры для достижения максимального пространственного разрешения в трех диапазонах: 250, 360 и 520 мкм.
Рисунок 8 показывает пиксельные поля трех камер. Видны входные отверстия конических световодов, концентрирующих излучение на расположенных под ними детекторах. Последние - это болометры, крохотные германиевые термометры, которые реагируют на незначительный нагрев низкоэнергетичными ИК фотонами слабым повышением температуры, проявляющимся в слабом изменении электрического сопротивления. Эти очень маленькие и термически хорошо изолированные болометры должны работать при температуре 0.3К - только тогда их тепловыделение настолько мало, чтобы можно было заметить их нагрев от слабого ИК излучения.

Рис. 8. Входные отверстия болометрическмх камер SPIRE рассчитаны для одновременного наблюдения в диапазонах длин волн 250, 350 и 500 мкм. Каждая камера длиной 45 мм. С ростом длины волны ограниченные дифракцией пиксели становятся больше (18, 25 и 36 угловых секунд), а их число меньше (соответственно 139, 88, 43).

Такие низкие температуры не достижимы в большом криостате Гершеля, сверхтекучий гелий может дать только температуру 1.6 К. Поэтому и SPIRE и PACS должны иметь охладители на ³Не, почти одинаковые для обоих приборов и разработанные в Гренобле. Такие охладители позволяют работать в течение 45 часов, после чего их нужно регенерировать для нового цикла работы. Принцип действия охладителя на ³Не для температуры 300 мК показан на врезке.
Частью спектрометра является Фурье-интерферометр. У него нет решеток или призм, но есть, как у интерферометра Майкельсона, делитель луча и фазовращатель. Излучение от неба и специальной лампы с плоским спектром попадает каждое в свое плечо интерферометра. При движении фазовращателя возникающая интерферограмма снимается болометрической камерой, и с помощью Фурье-анализа получается спектр неба.
Если бы космический источник излучения имел, например, только одну-единственную спектральную линию, то интерферограмма представляла бы собой чистый синус. Более сложные спектры дают и более сложные интерферограммы, с кажущимися хаотическими пиками и провалами, но из них математически точно можно получить истинный спектр источника.
В зависимости от величины перемещения фазовращателя (максимум 3.5 см) можно достичь спектрального разрешения / =20...1000. И для спектрального диапазона от 200 до 325мкм из 37 болометрических пикселей и для диапазона от 315 до 670 мкм из 19 пикселей необходимо охлаждение камер до 300 мК с помощью ³Не охладителей.
Поле зрения трех болометрических камер составляет 4х8 квадратных угловых минут. Так как падающий на прибор луч делится дихроичным резателем на три широкие полосы, то три спектральных диапазона могут наблюдаться одновременно. Поля зрения отдельных болометрических пикселей покрывают поле камеры не полностью, поэтому модуляторное зеркало сканирует двумерный растр, чтобы получить целое изображение.
Cо спектральным разрешением / =3 фотометрические камеры могут снять, например, распределение энергии в ярких галактиках с большими красными смещениями. При часовой экспозиции будут доступны источники с потоками 10 мЯн. Протяженные источники или поля можно сканировать модуляторным зеркалом или движением самого спутника. Все сказанное верно и для спектрометра с круговым полем зрения диаметром 2.6 угловых минуты. Есть даже возможность параллельной работы приборов SPIRE и PACS, несмотря на их различные поля зрения, это значительно сокращает время обзора больших полей.
HIFI - (Heterodyne- Instrument fur das Ferne Infrarot) - это не первый прибор известного из радиоастрономии типа в космосе. На малых спутниках SWAS и ODIN несколько лет назад с помощью гетеродинных спектрометров были исследованы межзвездные и околозвездные Н₂О эмиссионные источники и эмиссионные линии молекулярного кислорода. Но HIFI гораздо более совершенный прибор, так как во всех его частях использованы новейшие технические разработки. Принцип работы гетеродинного приемника нам известен из домашнего радио: принимаемый сигнал в смесителе складывается с сигналом от перестраиваемого генератора, переносится на более низкую промежуточную частоту и усиливается в узкой полосе (рис.9).

Рис. 9. Упрощенная схема принципа работы гетеродинного приемника, используемого в радио уже более 80 лет, а в радиоастрономии несколько десятилетий. Сигнал от неба и перестраиваемого локального осциллятора (LO) смешиваются, а получающаяся при этом промежуточная частота усиливается в узкой полосе. Так в радио достигается высокая избирательность, а в радиотелескопе - высокое спектральное разрешение.

У HIFI все эти компоненты выглядят иначе, чем в радиоприемнике, так как интересующие космические частоты от 450 до 1910 ГГц (терагерцовый диапазон) в несколько тысяч раз выше, чем частоты наземных радиопередатчиков. В обсуждаемом ИК диапазоне эти частоты соответствуют волнам от 150 до 600 мкм, что гораздо короче, чем у всех других инструментов. В большом криостате находятся холодные входные части фокальной плоскости, которые направляют сигналы в холодные смесители, а затем на охлаждаемые усилители промежуточной частоты. Через окно в стенке криостата вводятся сигналы от различных местных гетеродинов, расположенных вне криостата.
В отличие от обеих камер, HIFI (рис.10) может воспроизводить только один элемент изображения (пиксель), т.е. карты протяженных источников на небе он может строить только сканирующими движениями всего спутника. Но за это из-за своего высокого спектрального разрешения ( / = 10⁷) он стоит далеко впереди других инструментов (спектрометр PACS: ( / = 10³).

Рис. 10. HIFI спектрометр перекрывает Изготовлены они в институтахтерагерцовый диапазон семью оптимизированными приемными системами.

Поэтому он может очень точно измерять профили молекулярных линий и пролить свет на физические и химические процессы в космических источниках. Такое высокое разрешение позволяет определять скорости внутри источников с точностью около 0.1 км/с. Для приема в очень широком диапазоне частот от 480 до 1910 ГГц пришлось для достижения максимальной чувствительности смесители, разработанные на основе сверхпроводящей техники, оптимизировать в семи ограниченных частотных диапазонах. Изготовлены они в институтах в Париже, Кельне, Гронингене, Пасадене и Гетеборге (рис.14).

Рис. 14. Установка трех научных приборов PACS (слева), HIFI (справа) и SPIRE (на дальнем плане) в криостаты ГЕРШЕЛЯ осуществлена фирмой EADS-ASTRIUM (Фридрихсхафен) в середине 2007 года.

Как обсерватория, ГЕРШЕЛЬ располагает уникальными возможностями для астрономов. Предложения по научному использованию будут рассматриваться независимым и профессиональным Программным комитетом. Программы наблюдений будут подаваться в электронном виде с домашнего компьютера путем заполнения специальных форм в обсерваторию Европейского центра космической астрономии (ESAC) Гершель (Виллафранка, под Мадридом). Поддержку при планировании получат европейцы через ESAC и три национальных научных центра, а также - американцы через центр НАСА-Гершель.
Группам-разработчикам трех научных приборов ГЕРШЕЛЯ гарантировано по 2000 часов наблюдательного времени. Они опубликовали свои предложения уже летом 2007 года. Этим преследовались две цели: с одной стороны, заблокированы определенные измерения определенных объектов, т.е. разработчики в прямом смысле имеют "право первой ночи". Опубликованные гарантированные программы послужат примером рядовым астрономам в качестве демонстрации научных возможностей ГЕРШЕЛЯ и образцом для разработки собственных программ для открытого времени наблюдений. Несколько примеров должны показать, где лежат центры тяжести научных исследований:

• С очень большими экспозициями и широкими полосами фильтров камер SPIRE и PACS будут просмотрены участки неба с целью поиска очень далеких галактик (рис.11). При этом будут доступны объекты с красными смещениями z < 3. Таким образом, предполагаемый временной интервал с максимальным коэффициентом звездообразования 1 < z < 3 будет, наконец, изучен детально.
  Наблюдаемый у близких галактик со звездообразованием эмиссионный максимум на 100мкм с ростом красного смещения все точнее попадает в длинноволновую часть далекого ИК диапазона. Следует ожидать, что более половины измеренного спутником СОВЕ фона будет разрешено на отдельные источники, по сравнению с 15%, достигнутыми на меньшем телескопе спутника ISO.

  

  Рис. 11. В глубоких обзорах можно проследить историю зарождения звезд и активность черных дыр в ядрах галактик на космических временных масштабах. На смоделированной картинке показан (цветами обозначены волны 70, 100 и 160 мкм) ожидаемый результат 50 часов наблюдения источников с потоками до 0.5 мЯн и с красными смещениями до z = 3.

• В не слишком далеких галактиках из карт, полученных в различных спектральных линиях, можно сделать выводы о крупномасштабных звездообразованиях. Высокое пространственное разрешение большого телескопа ГЕРШЕЛЯ позволит различать рождение звезд в спиральных рукавах, между рукавами и в огромных молекулярных облаках (см. рис.6).

• В конце своей ядерной жизни звезды сбрасывают материю в межзвездную среду. И здесь высокое пространственное и спектральное разрешение приборов PACS поможет получить карты раздувшихся оболочек умирающих звезд. Временной ход направленного наружу потока материи, его химический состав и конденсация в частицы пыли может быть подробно исследовано по многим объектам (рис.12).

  

  Рис. 12. На карте с ISOPHOT показано, что углеродная звезда Y CVn имеет расширенную оболочку. С гораздо более высокими пространственным и спектральным разрешением ГЕРШЕЛЯ можно будет увидеть подробности потери массы умирающей звезды.

• С помощью HIFI приборов высокого разрешения предполагается исследовать "путь воды" в областях звездообразования. Он начинается с воды в плотных молекулярных облаках и заканчивается образованием протозвезд. Эти очень молодые объекты окружены кольцами пыли, из которых образуются планетозимали и, возможно, планеты. На всех ступенях развития должна быть вода, по нашей планете это точно известно. Этот "путь воды" ни в коем случае не может быть обнаружен наземными субмиллиметровыми телескопами: атмосферный водяной пар представляет собой непреодолимый ближний фон. Такой эксперимент возможен только из космоса (рис.13).

Рис. 13. Эмиссионная линия воды на 557 ГГц (основное состояние) кометы Лея, измеренная малым спутником SWAS (Puckett 1999). С помощью HIFI приборов можно исследовать изотопные линии у многих комет со значительно более высоким пространственным разрешением.

Хороший пример о развитии науки: все перечисленные наблюдательные программы - это вновь возникшие вопросы к открытиям, сделанным с помощью спутников последнего поколения. Например, с помощью ISO узнали, что вода в нашей Галактике встречается часто, или, как выглядит крупномасштабное звездообразование в некоторых ближайших галактиках. Но мы хотим узнать намного больше и о гораздо большем числе объектов, чтобы понять строение нашей космической родины. Поэтому идет постоянное развитие новых технологий и все более крупных обсерваторий. С их помощью мы получим новые открытия и опять - новые вопросы...

Многовековой опыт естественных наук показывает, что с каждым новым экспериментом появляются ответы на вопросы, но при этом возникает еще больше новых вопросов. Ожидаемые многочисленные открытия от миссии ГЕРШЕЛЬ вызовут лавину новых модельных представлений и теоретических предпосылок по эволюции галактик и возникновению звезд, которые могут быть подтверждены или опровергнуты новыми наблюдениями. По многим причинам нужна еще более мощная космическая ИК обсерватория. И одни ее последователи уже строятся, другие прорабатываются, третьи находятся в стадии долгосрочных планов (рис.15).
Наиболее успешно продвинулся James Webb Space Telescope (JWST). Его главное зеркало с раскрывом 6.5 м будет иметь еще более высокое пространственное разрешение, но оно не монолитное (из одной детали), как у ГЕРШЕЛЯ, а составляется из 18 шестигранных 1.3-метровых зеркал, стартующих в сложенном состоянии. Посредством разделения спутниковой и телескопной частей и тщательного экранирования от Солнца и Земли, главное зеркало JWST будет охлаждено в точке Лагранжа L2 до 40К, так что оно не будет излучать в среднем ИК диапазоне.

Рис. 15. Развитие космических ИК обсерваторий со старта IRAS в 1983 году. С ГЕРШЕЛЯ началась эпоха больших телескопов пассивного охлаждения. Временные стрелки под картинкой показывают новые технологии в технике охлаждения, разработке ИК камер и орбительной технике.

Таким образом, телескоп Вебба может, например, на волне 10 мкм достичь чувствительности 10 нЯн и углового разрешения около 1 секунды дуги. Важной задачей для JWST будет поиск и исследование первых звезд и галактик в очень ранней Вселенной. В этой миссии европейцы участвуют на 15% (ракета-носитель "Ариан-5", половина научного оборудования и работа наземной обсерватории). Наблюдения наиболее интересных источников ГЕРШЕЛЯ на более коротких волнах будут одной из целей миссии, старт которой намечен на 2013 год.
В качестве последователя ГЕРШЕЛЯ и в дополнение к JWST в Японии и в Европе прорабатывается миссия SPICA. Она должна использовать телескоп типа ГЕРШЕЛЬ, но на этот раз с гелийным охлаждением. По сравнению с пассивным охлаждением чувствительность должна возрасти на несколько порядков (см. рис.3). После этого придет SAFIR, 10-метровая ИК обсерватория НАСА. Ее охлаждаемое главное зеркало из фольги должно раскладываться в космосе. О старте можно думать не раньше 2018 года.
В Европе разрабатывается проект DARWIN, интерферометр для среднего ИК диапазона, важнейшей целью которого будут исследования экзопланет. Так как для этой миссии необходимо значительное число спутников и большие базы для интерферометрии, прежде требуется разработка техники группового полета (долговременное сохранение базисных расстояний). На этом тернистом пути находятся подготовительные эксперименты, поэтому шанс для DARWIN будет не ранее 2020 года. И, наконец, Луна: с жидким зеркалом от 20 до 100 метров, установленным на лунном полюсе, чувствительность JWST поднимется еще на два порядка. Этот способ имеет то преимущество, что начавшаяся гонка между Китаем, Индией и Японией, а также NASA и ESA за Луну имеет целью - создание лунной станции с людьми, которая будет ответственна за подготовку полета на МАРС. Но это случится не ранее 2020 года.

Итоги и перспективы ИК спутников до и после ГЕРШЕЛЯ отчетливо показывают, как осуществляется научный прогресс через технические новинки (рис.15, внизу). IRAS и ISO летали вокруг Земли по круговым орбитам, и их камеры были подвержены засветке от Земли. Время наблюдения неба из-за геоцентрических орбит было ограничено. С новыми гелиоцентрическими орбитами SPITZERа (на орбите Земли) и ГЕРШЕЛЯ (в точке L2) остаются постоянными в течение долгого времени не только термические воздействия, связанные с Землей и Солнцем, но и космическое излучение.
Кроме того, постоянно доступна для наблюдения почти половина небесной сферы. Смелый шаг - запускать телескоп в теплом состоянии и пассивно охлаждать его уже в космосе, как это впервые было сделано для SPITZERа, и предусмотрено для ГЕРШЕЛЯ и JWST, позволяет значительно уменьшить "термос" или вовсе его исключить. Тем самым увеличивается продолжительность миссии. С новым охладителем на основе гелия-3 ГЕРШЕЛЮ становится доступным весь далекий ИК диапазон. С помощью механической криомашины на JWST (Т=6 К) можно вообще отказаться от жидкого гелия. С германий-галлиевыми детекторами IRAS распахнул окно в далекий ИК диапазон до 100 мкм, ISO со "сжатыми" кристаллами до 200 мкм, а ГЕРШЕЛЬ с болометрами до 600 мкм. С устойчивыми к излучениям Si-As-BIB камерами, разработанными первоначально для военного применения, SPITZER может теперь получать изображения в диапазоне до 28 мкм, по качеству сравнимые со снимками CCD камер.
Что остается сказать в заключение?
Спасибо всем, интересующимся этим захватывающим "Золотым веком" астрономии и активно работающим по этой тематике. Более - молодым людям, которые испытают радость и волнение от миссии ГЕРШЕЛЯ и его последователей, хочу пожелать новых научных открытий. Но, прежде всего, мои пожелания - всем разработчикам, ответственным и самому аппарату: Доброго пути в точку L2 и новых знаний из далекого и холодного Космоса!

• 1. Dietrich Lemke: HUBBLES Nachfolger: Das James-Webb-Weltraumteleskop.
  SuW 8/2006, S.26-34.
• 2. Dietrich Lemke: Die Geschichte der ISO-Mission.
  SuW Spezial 1/2004, S.52-73.