Но сначала надо прояснить два вопроса. Первый: что это за организация — ESO, объединяющая европейских астрономов (правда без России, к огромному, как мне кажется, сожалению для обеих сторон)? И второй: почему для наблюдений звёзд, которые ночью видны с любого пригорка, понадобилось строить неописуемо дорогие обсерватории на другом конце земного шара, в Чили? Оба этих вопроса тесно связаны.
Уникальный астроклимат Чили и создание Европейской южной обсерватории
К шестидесятым годам прошлого века в астрономии произошла крупнейшая со времён Коперника революция (она и сейчас ещё продолжается). С одной стороны, появилась возможность наблюдать исключительно слабые и далёкие объекты, с другой — к традиционным оптическим волнам добавились инфракрасные и ультрафиолетовые, а за ними уже маячил переход и к другим диапазонам спектра. Астрономия становилась всеволновой. Одновременно стало понятно, что для получения уникальных астрономических данных требуется довольно редкое сочетание географических и климатических факторов. И, как бы ни было это дорого и хлопотно, пришлось искать по всему земному шару редкие места, где:
— пасмурная погода была бы редкостью;
— воздух был бы прозрачным, без аэрозолей, и спокойным, с как можно меньшим уровнем турбулентности;
— содержание водяного пара в атмосфере было бы как можно более низким; это особенно важно для работ в инфракрасной, субмиллиметровой и миллиметровой областях спектра, где атмосферный водяной пар задерживает приходящее из космоса излучение;
— вокруг не было бы источников искусственного освещения — «светового загрязнения».
Сочетание всех этих факторов получило название «астроклимат», а на поиски мест с хорошим астроклиматом стали снаряжать экспедиции, оборудованные специальной измерительной аппаратурой. Большой телескоп — дорогостоящий прибор, и устанавливать его в месте, где он будет использоваться вполсилы, значит просто выбрасывать деньги на ветер.
Выяснилось, что в мире есть особенный регион с необыкновенным астроклиматом: Чилийские Анды в Южной Америке. Чили — полоса тихоокеанского побережья, протянувшаяся примерно на 4500 км с севера на юг и всего на 400 км с востока на запад. Почти на всю эту длину тянется молодая вулканическая цепь, преграждающая путь воздушным массам с Тихого океана. Северная половина Чили едва ли не целиком занята самой высокогорной пустыней мира — Атакамой. Все астроклиматические параметры здесь оказались исключительно благоприятными: фантастическое количество ясных ночей в году (лишь около 10% ночного времени непригодно для наблюдений); очень высокая оптическая прозрачность воздуха и полное отсутствие «светового загрязнения» (в Атакаме нет крупных населённых пунктов); невероятно спокойная атмосфера (типичный размер «диска дрожания», то есть угловой размер пятна, до которого размывает точечное изображение звезды атмосферная турбулентность, обычно составляет здесь менее одной секунды дуги — втрое-вчетверо меньше, чем в среднестатистических условиях), и, наконец, экстремально низкая влажность воздуха (всего 0,1—0,2 мм осаждённой воды в воздушном столбе против среднестатистических нескольких десятков миллиметров).
В результате астрономы устремились в Чили, где экспедициями из стран Нового и Старого Света было намечено несколько мест для строительства обсерваторий. Но современная крупная обсерватория, расположенная в удалённой, пустынной и часто труднодоступной местности, просто по объёму строительных работ и сопутствующей инфраструктуры — весьма дорогостоящий объект. А если добавить к этим расходам стоимость того, ради чего обсерватория и строится, — гигантских астрономических инструментов, то получившиеся суммы достигают миллиардов долларов. Ни одна страна Европы такого позволить себе не могла и не может. Так появилась идея Европейской южной обсерватории (European South Observatory, ESO): организации, которая могла бы аккумулировать средства заинтересованных европейских стран для строительства обсерваторий на «обетованной земле» астрономов.
Эта идея себя оправдала. В 1962 году Декларацию о создании ESO подписали представители пяти стран; сейчас в ней шестнадцать членов. За пятьдесят шесть лет ESO открыла в Чили три обсерватории, ставшие ведущими исследовательскими центрами мира, и сейчас строит четвёртую, где через шесть лет должен появиться самый большой в истории оптический телескоп.
Стоит заметить, что ESO уделяет большое внимание ознакомлению общественности с результатами своей работы. Такая научно-просветительская деятельность называется по-английски «public outreach activities» — точного русского эквивалента этого понятия, по-видимому, не существует, и не случайно. В наших научных институтах не принято регулярно докладывать широкой публике о ходе исследований, а академическому начальству, конечно, демонстрируют «товар лицом». А на Западе это обычная практика, во всяком случае, в области астрономии и космических исследований. Еженедельные пресс-релизы выпускают и Космический телескоп Хаббла, и Европейское космическое агентство. Существование такой «пропагандистской» системы важно потому, что все эти крупнейшие научные институты существуют на деньги налогоплательщиков, и чтобы средства на сверхзатратные научные проекты продолжали выделяться, исследователям приходится всячески «рекламировать» свои достижения.
Сайт ESO в интернете (www.eso.org) очень импозантный, и при этом ведётся чуть ли не на тридцати языках. Стараниями автора этой статьи уже семь лет существует русская версия сайта ESO (https://www.eso.org/public/russia). ESO не без оснований позиционирует себя как один из мировых астрономических центров, чтобы переводить на все эти языки еженедельно выходящие пресс-релизы, рассказывающие о последних достижениях и новостях ESO, существует команда добровольцев под названием ESO Network — ESON. В качестве члена ESON я и получил приглашение посетить обсерватории ESO.
Обсерватория Ла Силья
И вот наступил волнующий момент, когда я заметил на далёкой вершине белые купола телескопов. Привет, Ла Силья! Эта гора в 150 км от города Ла Серена стала первой точкой, выбранной в шестидесятых годах экспедициями европейских астрономов для размещения телескопов ESO. Когда мы подъехали ближе, увидели на соседней вершине Лас Кампанас башни другой крупнейшей обсерватории — Института Карнеги (США). Там работают два телескопа с главным зеркалом диаметром 6,5 м и начато строительство гигантского инструмента с апертурой 25 м, который в следующем десятилетии, видимо, будет третьим по величине в мире (после E-ELT и Тридцатиметрового телескопа).
Выглядит Ла Силья вполне традиционно: целое семейство башен разных размеров и форм. «Главный калибр» обсерватории — телескоп с главным зеркалом диаметром 3,6 м — по меркам прошлого века довольно крупный, но по нынешним стандартам относящийся скорее к средним. И всё же на Ла Силья есть два легендарных инструмента, о которых стоит рассказать.
Один из них — знаменитый NTT, Телескоп новых технологий, который появился здесь в марте 1989 года. Размером он воображения не поражает (главное зеркало у него тоже 3,6 м в диаметре), но именно на нём в начале 1990-х был опробован целый ряд революционных находок в телескопостроении. Он смонтирован по альтазимутальному принципу, то есть его можно поворачивать как по высоте, так и по азимуту (хотя в этом пионером был наш 6-метровый БТА). Но помещён он не в обычную башню с вращающимся куполом, а в подвижный прямоугольный павильон, составляющий одно целое с телескопом и вращающийся вместе с ним. Благодаря этому исчезло подкупольное пространство, а вместе с ним и вечная забота астрономов об уменьшении в нём турбулентных потоков воздуха, снижающих качество изображений. Для небольшого оставшегося пространства внутри павильона оказалось возможным рассчитать систему вентиляции, при которой турбулентность практически исчезла. Главное зеркало телескопа отличается от обычных массивных зеркал-гигантов своей толщиной: всего 24 см, в 15 раз меньше диаметра! Это не только сделало телескоп гораздо более лёгким, но, главное, позволило впервые в астрономии реализовать принцип активной оптики. С тыльной стороны в толщу зеркала вмонтировано 75 электромеханических микроприводов — «актюаторов», при помощи которых можно в микроскопических масштабах изменять кривизну поверхности зеркала. Таким способом удаётся постоянно компенсировать искажения формы поверхности зеркала, вызываемые сравнительно медленно меняющимися факторами: температурными деформациями, прогибами из-за переменной ориентации силы тяжести при различных положениях зеркала и т. д. А это заметно повышает качество изображения, даваемого телескопом. Сейчас системы активной оптики и гибкие тонкие зеркала используются практически во всех крупных телескопах.
Если NTT — это, скорее, памятник истории, хотя наблюдения на нём продолжаются, то второе «чудо света» на Ла Силья, спектрограф HARPS, относится к числу самых знаменитых действующих астрономических инструментов в мире. Его называют «охотником за планетами». Он абсолютный рекордсмен по числу экзопланет, открытых методом лучевых скоростей, и по точности измерения скорости. Идея метода проста: если у звезды есть планета, то, обращаясь по своей орбите, она притягивает к себе звезду, отчего звезда смещается — ненамного, конечно, так как её масса гораздо больше массы планеты. Заметить эти смещения непосредственно, по смещению координат звезды, практически невозможно — так они малы. Но доплеровские смещения линий в спектре звезды — в красную сторону, когда планета «оттягивает» звезду от нас, или в голубую, когда тянет её в нашем направлении, — оказывается, заметны! Вот здесь и проявляются великолепные параметры этого спектрографа — он способен регистрировать скорость движения звезды в 0,5—1,0 м/с, что соответствует, например, скорости, с какой ползает по полу годовалый младенец. Такая фантастическая точность достигается целым рядом специальных технических ухищрений, самые простые из которых — помещение спектрографа в вакуумную камеру и глубокое охлаждение светочувствительных элементов.
Конечно, HARPS — великолепный инструмент, а Ла Силья — крупная современная обсерватория. Но, чтобы взглянуть на нечто подобное, не стоило пересекать океан — такие обсерватории есть и в Европе. Зато, если проехать ещё 600 км на север, в глубь Атакамской пустыни, оказываешься как бы в другой эпохе развития астрономической техники. Здесь, на вершине Серро Параналь, установлен созданный общими усилиями европейской науки и промышленности Очень большой телескоп — VLT (Very Large Telescope).
Паранальская Обсерватория
Вершина горы срезана, превращена в плоскую забетонированную платформу. На ней — четыре футуристические прямоугольные башни, расставленные несимметрично, но в определённом порядке: три в линию, одна сбоку. При взгляде на них приходит на ум эпитет «циклопический» — может быть, потому, что циклоп знаменит своим единственным глазом, а внутри каждой башни и находится гигантский «глаз»: альтазимутальный рефлектор с главным зеркалом немногим более 8 м в диаметре. Это «юниты» — основные телескопы комплекса. Кроме них есть ещё четыре вспомогательных телескопа с зеркалами 1,8 м в диаметре. Они установлены в компактных сферических куполах, которые могут ездить по проложенным на платформе прямолинейным рельсовым путям. В отдельном корпусе — Центральный пульт управления. Всё это вместе и есть Очень большой телескоп.
Главная «фишка» заключается в том, что восемь телескопов комплекса могут работать как поодиночке (что само по себе неудивительно), так и в различных сочетаниях, вплоть до того, что все вместе могут составлять единый мегателескоп. Для этого в подземных туннелях проложены оптоволоконные каналы. С их помощью все потоки излучения, принимаемого каждым из телескопов, сводятся к одному приёмнику. Это происходит в двух режимах. Можно просто сливать воедино все потоки, увеличивая интенсивность принимаемого излучения и регистрируя благодаря этому более слабые объекты. Но при этом будет теряться информация о фазе световых волн. А вот если эту информацию сохранить, получится, что все принимающие излучение зеркала служат как бы фрагментами одного и того же гигантского зрачка. И мы сможем различать детали изображений во столько же раз более мелкие, чем получаются с отдельным телескопом, во сколько раз расстояние между зеркалами этих телескопов (размер нашего гигантского зрачка) больше диаметра отдельного зеркала. Таковы законы физической оптики: вследствие дифракции на краях зрачка телескоп строит изображение звезды не в виде точки, а в виде диска конечного размера, окружённого убывающими по яркости концентрическими кольцами. Размер этого диска обратно пропорционален диаметру зрачка.
Чтобы все зеркала действительно стали частью единого зрачка, надо добиться того, чтобы все четыре сигнала приходили на приёмник в одной и той же фазе. Фазу можно регулировать, увеличивая или уменьшая оптические пути сигналов. Но делать это надо с очень большой точностью, ведь длина световой волны в видимом диапазоне составляет половину тысячной доли миллиметра. Поэтому малейшие температурные изменения или вибрации могут нарушить фазирование.
Метод, который я сейчас описал, называется оптической интерферометрией, а несколько телескопов, образующих единый инструмент, — интерферометром. Таким образом, VLT может работать в режиме VLTI: Очень большого телескопа-интерферометра. Именно для реализации этого режима и предусмотрена возможность движения вспомогательных телескопов по рельсовым путям: ведь максимальное разрешение достигается не по всему полю, как случилось бы, если бы у нас было настоящее огромное сплошное зеркало, а только вдоль оси, соединяющей индивидуальные зеркала. Подвижные телескопы позволяют ориентировать эту ось так, чтобы она проходила именно через структурно важные детали наблюдаемого объекта.
Вот всего один пример филигранно точных наблюдений, выполненных при помощи интерферометрии: опубликованные летом 2018 года результаты измерений движения звёзд в непосредственной окрестности гигантской сверхмассивной чёрной дыры, затаившейся в центре нашей Галактики. О том, что в центре Галактики находится чёрная дыра массой примерно в 4 миллиона Солнц, давно уже подозревали, в частности по приходящему оттуда мощному рентгеновскому излучению. Но в оптике и в инфракрасном диапазоне она остаётся невидимкой, и единственный оптический эффект, которым она выдаёт своё присутствие, — искривляемые чудовищным гравитационным полем траектории близких к ней звёзд. До самого конца прошлого столетия проследить эти искривлённые орбиты было невозможно — требовалось слишком высокое угловое разрешение, чтобы на расстоянии почти тридцати тысяч световых лет увидеть движения звёзд, находящихся от чёрной дыры на удалении всего в 120 астрономических единиц. Это внешний размер пояса Койпера в Солнечной системе! И вот теперь на VLTI с приёмником GRAVITY для решения этой задачи удалось реализовать разрешение примерно в две миллисекунды дуги. С таким разрешением в телескоп можно было бы заметить, скажем, карандаш на поверхности Луны! Важным результатом этой работы стало, в частности, полученное с высокой точностью подтверждение предсказаний общей теории относительности касательно орбитальных свойств звёзд, близких к гравитационному монстру. В масштабах Галактики такую проверку теории удалось осуществить впервые — до сих пор это было возможно лишь в пределах Солнечной системы.
Однако реализовать режим интерферометрии для оптических волн очень трудно: точность фазирования удаётся поддерживать лишь на протяжении нескольких (в лучшем случае 10—20) минут. Поэтому большую часть времени телескопы VLT всё-таки работают по отдельности. Но и в этом, казалось бы, обычном режиме у них есть одна замечательная особенность: на «юнитах» VLT (точнее, пока на одном из них, четвёртом) установлена, пожалуй, самая совершенная из применяющихся на крупных телескопах мира систем адаптивной оптики.
Рассказывая о телескопе NTT, я уже упоминал об активной оптике — изменении под управлением компьютера формы гибкого главного зеркала. Но этот метод годится только для компенсации искажений поверхности зеркала, вызванных медленно меняющимися факторами. Между тем главный враг астрономов, сводящий на нет огромную потенциальную разрешающую силу гигантских зеркал, — атмосферная турбулентность. Турбулентные потоки воздуха размывают изображения звёзд, деформируют приходящие от звёзд к Земле плоские волновые фронты, и в результате вместо дифракционных изображений, угловой размер которых увеличением размера «зрачка» можно сделать очень маленьким, мы видим в телескоп так называемые диски дрожания — бесформенные размытые «кляксы». При обычных атмосферных условиях средний размер такой «кляксы» составляет около 2—4 угловых секунд; в местах с очень хорошим астроклиматом он может снижаться до полусекунды дуги. И это при том, что теоретическая разрешающая способность, скажем, 8-метрового телескопа в 100 раз выше! Смириться с этим было очень трудно. Какое-то время казалось, что, если подняться достаточно высоко в горы, мы оставим турбулентные слои атмосферы внизу. Согласно другой точке зрения, основные тепловые завихрения происходят в приземном слое, и можно попытаться отрезать их, навешивая на астрономические башни широкие «поля» так, чтобы башня казалась огромным «грибом». Ни та, ни другая идея не оправдалась, и единственным способом избавиться от атмосферных искажений изображений звёзд казался запуск телескопов в околоземное космическое пространство, за пределы атмосферы.
Вот тут-то и нашли своё применение методы активной оптики. Поначалу казалось, что применить их для компенсации атмосферных искажений невозможно из-за высокой частоты последних: характерное время «замороженности» атмосферы составляет примерно 0,01 с. Измерить профиль волнового фронта, вычислить необходимые для его выравнивания деформации гибкого зеркала и, наконец, изогнуть зеркало при помощи актюаторов за сотую долю секунды — эта задача выглядела абсолютно нереальной. Но за два-три десятилетия она была решена! Ключевыми оказались три момента. Во-первых, деформировать можно не огромное, массивное главное зеркало, а тонкий оптический элемент в сходящемся пучке или выходном зрачке (в случае VLT это гибкое вторичное зеркало). Во-вторых, многократно возросло быстродействие управляющих компьютеров. И наконец, в-третьих, был придуман остроумный метод измерения профиля атмосферной турбулентности именно в направлении на исследуемую звезду. В самом деле, пользоваться для измерений атмосферных искажений изображением самой звезды нельзя — наблюдаются обычно очень слабые объекты, а чтобы как следует прозондировать атмосферу, нужно много света. Да и свет объекта нам нужен для того, чтобы его исследовать, а не тратить драгоценные фотоны на измерение турбулентности в земной атмосфере! Надеяться, что на расстоянии в два десятка секунд от объекта окажется яркая звезда, не стоит — такое случается крайне редко. А пользоваться яркой звездой где-нибудь поодаль бесполезно — там профиль волнового фронта будет уже совсем другим. Что же делать?
Остроумный выход из этого тупика был придуман принстонским физиком Уиллом Хэппером в разгар «звёздных войн» между СССР и США, — естественно, тогда этот метод был засекречен и только через 20 лет стал применяться не для наведения лазерного оружия, а для астрономии. Идея его в том, что на телескопе устанавливается мощный лазер, который хорошо сфокусированным пучком возбуждает атомы в слое газообразного натрия на высоте 90 км в атмосфере. Натрий начинает светиться, и, наводя лазер в нужную точку неба, мы получаем там яркую светящуюся звездообразную точку — «искусственную звезду». Так как все турбулентные слои лежат ниже 90 км, мы можем использовать этот источник для зондирования параметров волнового фронта в маленьком участке неба, где находится исследуемый нами объект.
Задача коррекции атмосферных искажений всё равно остаётся фантастически сложной — не забудем, что характерное «время замороженности» турбулентных ячеек равно сотой доле секунды! За это время надо проанализировать характер атмосферных искажений по искусственной звезде, вычислить соответствующие компенсации гибкого оптического элемента и отработать их механически. И всё же быстродействие современных управляющих компьютеров и совершенство оптико-механической части системы позволяют этого добиться! И теперь на большинстве крупных телескопов мира установлены «лазерные пушки», бьющие своими лучами в ночное небо во время наблюдений. Но VLT отличился и здесь: на одном из основных телескопов, UT4, недавно смонтирована система адаптивной оптики, включающая не один, а четыре мощных лазера, каждый из которых посылает в небо 30-сантиметровой толщины столб интенсивного оранжевого света. В поле зрения рядом с объектом теперь светится не одна, а целых четыре «искусственные звезды», что, конечно, повышает точность измерения турбулентности.
Результаты применения этой системы очень эффектны. Этим летом, например, на VLT прошло её тестирование в специальном режиме «лазерной томографии» с приёмником MUSE: в комбинации с модулем адаптивной оптики GALACSI. В режиме широкого поля обеспечивается коррекция искажений в поле поперечником в одну угловую минуту при размере пикселя 0,2x0,2''. Режим малого поля покрывает всего 7,5 угловой секунды, но при гораздо меньших размерах пикселей: 0,025x0,025''. При этом реализуется максимальное теоретическое разрешение телескопа.
Можно было бы ещё долго рассказывать о шедеврах астрономической техники обсерватории Параналь. На всех телескопах комплекса VLT установлены уникальные приёмники, специально разработанные в ESO: спектрографы, поляриметры, камеры прямых изображений (самая большая из них, OmegaCam, состоит из 32 ПЗС-матриц общим размером 26x26 см и объёмом 256 миллионов пикселей при поле зрения в один квадратный градус). О каждом из этих замечательных инструментов, а также об установленных на Паранале двух крупнейших в мире широкоугольных телескопах VST и VISTA, на которых составляются звёздные карты и обозрения, можно было бы написать отдельно. Но прежде чем мы расстанемся с Параналем и отправимся дальше в глубь пустыни Атакама, к обсерватории ALMA, хочется рассказать немного о том, как живут здесь сотрудники ESO: астрономы, инженеры и вспомогательный персонал.
Заявки на наблюдательное время на инструментах ESO рассматривает специальный научный комитет, который составляет программу наблюдений на год вперёд. В принципе, подать заявку на участие в этой программе может любой астроном, но учёные из стран-участниц ESO, разумеется, пользуются преимуществом. Однако, если заявка принята, это не означает, что подавшие её специалисты должны лететь в Чили. Уже несколько десятилетий наблюдения на крупных телескопах ведутся в удалённом режиме — авторы заявки участвуют в них, используя современные каналы связи. Тем не менее непосредственно вести наблюдения на месте, управлять телескопом и приёмниками, находясь в помещении ЦПУ, должны всё же профессионалы. Поэтому на Паранале постоянно присутствует группа астрономов, задачей которых и является выполнение программных наблюдений. Работают они «вахтовым методом», посменно, заезжая «на гору» раз в два или три месяца. Этих специалистов набирают в основном в Европе, в странах-участницах ESO, хотя среди них есть и чилийские астрономы. Но, конечно, они не летают каждые два месяца из Европы — перебираются на время контракта в столицу Чили, Сантьяго, многие с семьями. Кроме того, на Паранале, как в любой крупной обсерватории, много технических сотрудников: электронщиков, механиков, водителей. Как организован их быт?
Глядя с наблюдательной платформы VLT, далеко внизу, у подножия Серро Параналь, можно заметить сферический стеклянный купол. Это крыша отеля «La Residencia». Всё четырёхэтажное здание как бы погружено в склон горы, наружная стена с окнами смотрит в сторону, противоположную вершине. Внутри же всё предусмотрено для того, чтобы люди, напряжённо работающие в сложном временнóм режиме и нередко в очень суровых погодных условиях, могли отдохнуть. Под широким стеклянным куполом — зимний сад с тропическими растениями, большой бассейн, спортивный инвентарь, круглосуточно работающий ресторан. Кажется, что мы на большом круизном лайнере. Замечательное здание уже было отмечено международной премией и даже попало в кино как логово «главного злодея» в одном из фильмов о Джеймсе Бонде («Квант милосердия»).
Но пришло время отправиться дальше — снова на север и затем в сторону от океана, в горы. В 500 км от Параналя, на высоте 5000 м над уровнем моря, у подножия вулкана Ликанкабур лежит высокогорное плато Чахнантор, на котором реализован, пожалуй, самый крупномасштабный в истории наземный астрономический проект: ALMA.
ALMA
В самом начале нашего рассказа среди основных факторов, влияющих на качество астроклимата, мы упоминали низкую влажность. Аномально низкой влажностью воздуха отличается вся территория пустыни Атакама, но, когда забираешься на очень большую высоту, сухость становится поистине невероятной: если осадить, «выжать» из столба воздуха от приземного слоя до безвоздушного космического пространства всю влагу, то высота образовавшейся «лужицы» будет менее миллиметра. Таких мест на земном шаре очень мало. Самый большой выигрыш от столь низкой влажности приходится на длины волн, наиболее подверженные поглощению водяным паром: миллиметровые и субмиллиметровые. Это уже радиодиапазон: телескопы, работающие на таких волнах, имеют вид параболических антенн-тарелок. Излучение в этой части спектра несёт информацию о холодных областях Вселенной — областях звёздообразования, скрытых плотной пылевой завесой, через которую не проходит видимый свет, о протопланетных аккреционных дисках, таинственных галактиках ранней Вселенной, видимых на таких гигантских расстояниях, что в результате красного смещения их излучение ушло далеко в длинноволновую часть спектра. Здесь скрыто решение множества ключевых задач науки о Вселенной, а между тем именно для этого излучения в обычных местах атмосфера Земли представляет почти непроходимый барьер.
И в начале нашего столетия ESO в кооперации с Национальными радиоастрономическими обсерваториями США и Японии начала строить здесь грандиозную «решётку»: составной радиотелескоп, как и VLT, работающий в интерферометрическом режиме, который из-за существенно большей длины волны в этом диапазоне спектра реализуется значительно надёжнее и эффективнее. Так родилась ALMA — Atacama Large Millimeter/sub-millimeter Array. Масштаб проекта оказался поистине ошеломляющим: массив телескопов на высокогорном плато состоит из пятидесяти четырёх 12-метровых и двенадцати 7-метровых параболических антенн, способных перемещаться и образовывать интерферометрические базы на участке поперечником в 16 км. После 15-летнего строительства, потребовавшего всей мощи промышленности Европы, Северной Америки и Юго-Восточной Азии (к проекту присоединились ещё Канада, Тайвань и Корея), гигантская фазированная антенная решётка уже третий год работает в полную силу. Стоимость проекта составила около 1,5 млрд долларов.
100-тонные «тарелки» возят с места на место два ярко-жёлтых 28-колёсных транспортёра, спроектированных специально для ALMA. Их зовут «Отто» и «Лор» — говорят, конструктор назвал их именами своих маленьких детей. Процесс установки антенн ведётся в дистанционном режиме: водитель, он же оператор, выходит из кабины транспортёра, держа в руках пульт, и управляет как движением транспортёра, так и установкой антенны на треугольную бетонную площадку с миллиметровой точностью.
Первичную обработку данных, поступающих с антенн, ведёт установленный здесь же суперкомпьютер — так называемый коррелятор. Это один из самых мощных компьютеров на земном шаре: его производительность — 17 квадриллионов операций в секунду. За ночь решётка собирает от половины до полутора терабайт информации, хранение и распространение которой сами по себе представляют серьёзную проблему.
Условия, в которых работают астрономы и инженеры на плато Чахнантор, гораздо более суровые, чем на Серро Параналь. Здесь «марсианский» пейзаж — голая почва, покрытая вулканическими бомбами, почти нет растительности. 5000 м над уровнем моря — серьёзная высота, у людей на ней быстро начинается кислородное голодание, «горная болезнь». Поэтому все технические службы, жилые и рабочие помещения, лаборатории, офисы расположены в базовом лагере: Центре технической поддержки на высоте около 3000 м. Смена поднимается на научную площадку не более чем на 8 часов. Почти все, кого я видел на плато, пользуются кислородными аппаратами. Визитёров, не принимающих участия в работе смены, поднимают на плато всего на 2 часа. Перед подъёмом все проходят короткий медосмотр.
Массив телескопов на плато Чахнантор работает совсем недавно, но на нём уже получены значительные научные результаты. Самый, пожалуй, впечатляющий из них — изображение формирующейся планетной системы вокруг звезды HL Тельца. Другая очень важная область работы ALMA — исследования объектов «ранней Вселенной», галактик, находящихся на дальнем краю наблюдаемой с Земли области космического пространства и видимых нами в эпоху, отстоящую от момента Большого взрыва всего на какой-то миллиард лет. Весной 2018 года появились публикации о выполненных на ALMA наблюдениях массового слияния галактик на расстоянии более 12 млрд световых лет. Эти наблюдения ставят под вопрос общепринятые представления об эволюции галактик.
Строительство сверхтелескопа ELT
Рассказ об обсерваториях ESO в Чили будет неполным, если не добавить к Ла Силья, Серро Параналь и плато Чахнантор ещё один экзотический топоним: Серро Армасонес. На этой вершине в 20 км от Параналя уже идёт строительство платформы для установки ELT — Extremely Large Telescope, самого большого телескопа в мире. В России обычно переводят это название как «Чрезвычайно большой телескоп», хотя возможны, конечно, и другие варианты перевода.
ELT будет иметь диаметр главного зеркала 39 м. Я уже израсходовал в предшествующей части моего рассказа все мыслимые русские синонимы прилагательного «огромный» и теперь не знаю, как назвать это инженерное сооружение. Сотрудники просветительского отдела ESO разместили на сайте обсерватории целую галерею картинок, на которых башня ELT впечатляюще сопоставляется с известными архитектурными громадинами. Но ELT оставит позади не только их, но и оба других строящихся астрономических колосса североамериканского происхождения: 25-метровый телескоп «Магеллан», который также будет установлен в Чили, на горе Лас Кампанас, по соседству с Ла Силья, и 30-метровый телескоп (на его название, видимо, уже не хватило прилагательных) на Гавайских островах, на вершине Мауна-Ки.
Новая обсерватория ESO, четвёртая по счёту, по плану должна открыться в 2024 году. Без сомнения, она займёт своё место в ряду научных чудес современного мира.
