SAINT Многоканальный оптический телескоп (Small Aperture Imaging Network Telescope)

Наброски к проекту
Многоканальный оптический телескоп
SAINT
(Small Aperture Imaging Network Telescope)
1.Цели проекта.
Назначение инструмента обнаружение и исследование быстропротекающих явлений в
ближнем и дальнем космическом пространстве. Основным режимом наблюдений является
оптический мониторинг небесной сферы с высоким временным разрешением.
SAINT состоит из 100-250 малых телескопов (поле зрения каждого 4-10 кв. градусов), его
полное поле зрения 1000-2000 квадратных градусов, и временное разрешение 0.1
секунды.
В режиме мониторинга телескоп аккумулирует информацию обо всех стационарных и
транзиентных (во времени и пространстве) источниках оптического излучения,
локализованных на небесной полусфере (20 000 кв. град.), вплоть до 22-23 зв. величины за
одну ночь наблюдений, каждое поле размером около 1000 кв. град. наблюдается в течение
получаса единожды за ночь.
При обнаружении оптического транзиента все телескопы комплекса за доли секунды
переориентируются на область его локализации для детального исследования
(поляризационного, фотометрического, спектроскопического). В этом (исследовательском)
режиме SAINT эквивалентен телескопу 4-5 метрового диаметра и может использоваться для
решения всех стандартных астрофизических задач.
В процессе мониторинга выполняется основная цель обнаружение новых и исследование
уже известных нестационарных объектов различной природы и локализации. Впервые в мире
будет получена непрерывно обновляющаяся динамическая картина как ближнего, так и
дальнего космического пространства с субсекундным временным разрешением.
Изучаемые объекты относятся к следующим категориям (см. Рисунок 3 и Приложение):
А. Ближнее космическое пространство (NEO)
1. Объекты искусственного происхождения (AO)
спутники (около 10 000 прохождений за ночь),
космический мусор − элементы конструкций размерами 1-100 см (около 2000 за ночь)
2. Метеоры (около 100 000 за ночь)
Б. Солнечная Система
1. Астероиды (около 50 000 новых за год)
2. Кометы (около 1000 за год)
В. Наша Галактика (около 500 миллионов звезд доступных для наблюдений)
1. Вспыхивающие звезды (около 5000 новых объектов)
2. Новые (около 100 за год)
3. Покрытия звезд экзопланетами (10-20 систем за год)
4. Переменные звезды (около 10 миллионов новых объектов)
5. Эффекты микролинзирования звезд (MACHO) (около сотни событий за год)
Г. Метагалактика
1. Ядра активных галактик, квазары, блазары (3 000 000)
2. Вспышки сверхновых (около 10 000 за год)
3. Оптические компаньоны гамма-всплесков (около 10 вспышек за год)
1
2.Принципиальные отличия телескопа от других оптических инструментов.
Предельно высокое временное разрешение (0.1 с), сочетающееся с большим полем
зрения (1000 кв.град.) и достаточно глубоким пределом (16-17 зв.вел. за 0.1 с).
Практически ни один из упомянутых типов переменных объектов такой яркости не
исследовался на временах короче 10 секунд. Однако именно этот диапазон является
критическим для изучения начальных фаз взрывов сверхновых и новых звезд, тонкой
структуры кривых блеска оптических транзиентов, сопровождающих гамма-всплески,
не говоря уже о метеорах и космическом мусоре.
Универсальность метода наблюдений и первичной обработки накопленной
информации позволит использовать одни и те же массивы данных для обнаружен ия и
изучения объектов различных типов, решения разных астрофизических задач, всегда,
тем не менее, связанных с быстропротекающими процессами.
Обработка и анализ результатов мониторинга в режиме реального времени, а также в
течение долей секунды при обнаружении и идентификации транзиентов. Это позволит
информировать других астрономов о вновь вспыхнувшем источнике и перейти к его
детальному изучению до затухания.
Возможность перехода за доли секунды к режиму детального исследования объекта, в
котором все малые телескопы ориентированы на одну область (4-10 кв.град.), что
увеличивает чувствительность системы на 3 зв. величины и позволяет определять
спектральные и поляриметрические характеристики транзиента. С этой детектор целью
каждый телескоп снабжен набором BVR фильтров и различно ориентированными
поляроидами либо спектрофотополяриметром.
3. Некоторые особенности конструкции и программного обеспечения телескопа
1. Конструкция.
Телескоп состоит из 100-250 малых телескопов c апертурой 20-40 см и светосилой 1:1.2 1:2.0, каждый из которых снабжен 1 или 4 EMCCD-камерами формата 1000x1000 элементов с
высоким квантовым выходом (90%) , частотой считывания 10 Гц и шумом считывания 0.5
электрона. При размере пикселя 13 мк (5-11 угл.с.) площадь поля зрения отдельного
телескопа составляет от 4 до 10 кв. градусов. Параметры SAINT при использовании
различных малых телескопов представлены в Таблице 1.
Базовый модуль (минимальная конфигурация) инструмента состоит из 9 телескопов, каждый
из которых снабжен набором светофильтров (BVR) и трех поляроидов с различными
ориентациями и установлен на отдельной экваториальной монтировке (Рис. 1). Последняя
должна иметь максимально возможную скорость перенаведения (30-40 град/с), для
увеличения которой можно использовать схему с целостатным зеркалом у малого телескопа.
Полная конфигурация телескопа состоит из 11-28 базовых модулей (Рис.2)
Сбор данных с каждого канала проводится с помощью отдельного промышленного
компьютера. Управление телескопом в целом осуществляется с помощью
специализированного компьютера и мат.обеспечения.
Телескоп может функционировать в двух режимах – мониторинговом и исследовательском. В
первом случае поле зрения составляет 900-2000 кв. град при пределе (5 сигм) 16-17 Bвеличина за 0.1 с. Переход в исследовательский режим для подробного изучения объекта
осуществляется после его обнаружения перенаведением всех телескопов на одно поле за 0.20.3 с – в этой моде измеряются цвета и поляризация транзиента с пределом около 17-19
зв.вел. за 0.1 с.
В исследовательском режиме возможно увеличение временного разрешения до 5 мс при
уменьшении поля зрения матрицы в 16 раз.
2
В принципе, каждый объектив может быть укомплектован многомодовым
фотоспектрополяриметром (Плохотниченко и др., 2009), позволяющим проводить и щелевую
спектроскопию относительно неподвижных объектов.
Рис1. Мониторинговый (в центре) и исследовательский (справа) режимы работы для
базового 3х3 модуля (слева).
Предлагаемый проект телескопа не имеет аналогов среди существующих оптических
инструментов. Близкий принцип, однако, реализован в радиотелескопе Аллена, а также
планируется для SKA.
Small Aperture Imaging Network
Telescope
Рис2. Многоантенный радиотелескоп Аллена (слева) и многообъективный телескоп SAINT
(справа)
2. Мат.обеспечение.
Комплекс алгоритмов и программ для текущей и апостериорной обработки данных должен
позволять автоматически обнаруживать как неподвижные, так и движущиеся транзиенты,
идентифицировать их (находить в каталогах известных источников либо относить к вновь
обнаруженным), определять параметры и принимать решение о возможном переходе к
исследовательскому режиму. Апостериорный анализ позволит суммировать
3
последовательные кадры, доводя предел обнаружения до 23-24 зв. вел. за 25-30 мин,
отождествлять объекты разных типов, определять параметры их переменности (см. Таблицу1)
Информационная система комплекса выполняет также следующие задачи:
Поддержка баз данных для каждого типа уже известных объектов, текущее сравнение
полученных характеристик с информацией из других каталогов и баз данных.
Поддержка базы данных для вновь обнаруженных объектов, детальное изучение их
свойств, сравнение с результатами наблюдений в других диапазонах, выводы об их
природе.
Поддержка специализированной базы данных для транзиентов, отнесенных к
космическому мусору, анализ динамики этой быстроэволюционирующей
совокупности объектов, построение ее статистической модели и разработка методов
прогнозирования ее свойств.
В информационном плане SAINT является автономной роботизированной системой,
способной выполнять широкий круг изначально сформулированных задач в оптимальном
режиме, учитывая изменения условий внешней среды и полученные в ходе
функционирования результаты.
Таблица 1. Возможные варианты параметров телескопа SAINT
Диаме тр /
Светосила Пиксел,
Количество Число
эффе ктивный
секунд дуги CCD на
каналов
диаме тр, см
канал
Площадь на небе
Предел за 0.1, 10 и 1000 с Эффе ктивность
одного канала /
для одного канала / для мониторинга
суммарная, кв.град. суммы всех каналов
40
400
1/1.2
5.6
4
100
10
1000
16.7 19.2 21.7
19.2 21.7 24.2
1
30
475
1/1.2
7.45
1
250
4.5
1122
16.1 18.6 21.1
19.0 21.5 24.0
0.47
25
250
1/2
5.36
4
100
9.3
930
16.2 18.7 21.2
18.7 21.2 23.7
0.48
20
316
1/1.2
11.7
1
250
10.1
2525
15.2 17.7 20.2
18.2 20.7 23.2
0.31
19
300
1/2
7.1
1
250
4.0
1000
15.6 18.1 20.6
18.6 21.1 23.6
0.23
4. Этапы и сроки реализации проекта (6 лет)
1. Разработка и создание базового телескопа (см. варианты в Табл. 1). Отработка
конструкторских решений. Разработка матобеспечения. Натурные испытания. Анализ
полученных результатов (1 год).
2.Создание базового модуля. Разработка матобеспечения. Натурные испытания в
автономном режиме (1 год).
3.Строительство укрытий. Изготовление полного комплекта базовых модулей.
Приобретение и установка вычислительных средств. Завершение работ по матобеспечению.
Введение в режим эксплуатации (2 года).
4.Пробная эксплуатация – отработка различных режимов наблюдений. Создание баз
данных, оптимизация алгоритмов обнаружения и определения параметров объектов (1 год).
5. Регулярный мониторинг северной полусферы. Анализ данных. Коррекция стратегии (1
год).
5. Подпрограммы
Представляется естественным после реализации первых трех этапов разделить работы с
разными классами объектов в рамках следующих подпрограмм.
1) Метеоры
2) Спутники и космический мусор
4
3) Астероиды и кометы
4) Новые и вспыхивающие звезды
5) Переменные звезды, покрытия и MACHO
6) Активные ядра галактик
7) Сверхновые и гамма-всплески
5. Объемы финансирования
(для 250 объективов)
Стоимость 100 объективов с 4 CCD-камерами и полем 9 кв. град. эквивалентна таковой для
250 каналов с одной матрицей и полем 4 кв. град. (см. Табл. 1).
ОДИН КАНАЛ
Комплектующие: Объектив
Камера
Компьютеры
Привод
Итого:
20000 е
50000 е
4000 е
2000 е
80000 е
БАЗОВЫЙ МОДУЛЬ - 9 телескопов
Комплектующие: Телескопы с механикой,
камерами и компьютерами
Система управления
Монтировка и укрытие
Итого:
9 шт
720000 е
10000 е
50000 е
780000 е
ПОЛНАЯ СИСТЕМА
250 телескопов
Общее управление, питание, центр. пульт
Резерв
22 Ме
1 Ме
7 Ме
Итого
30 Ме
6. Ожидаемые результаты реализации проекта
Основной результат - создание инструмента нового типа для обнаружения и исследования
быстропеременных (во времени и пространстве) источников оптического излучения заранее
неизвестной локализации. В конечном итоге будет построена общая выборка объектов,
переменных на временах вплоть до долей секунды. В дальнем космосе будут обнаружены и
5
исследованы сотни тысяч нестационарных объектов известной природы и тысячи −
неизвестной.
По существу, речь идет о создании универсальной системы контроля космического
пространства, способной решать задачи по обеспечению глобальной космической
безопасности.
Несомненную инновационную ценность будет представлять совокупность данных о
космическом мусоре. Изучение его характеристик, разработка оптимальных методов
прогнозирования его динамики могут быть использованы при планировании космических
полетов, выборе траекторий различных миссий.
Разработка конструкции и создание сотен светосильных телескопов с диаметром 20-40 см
сможет существенно стимулировать развитие отечественного телескопостроения.
Рис 3. Переменность различных классов объектов. Отмечены области, доступные для
исследований в рамках предлагаемой программы, а также некоторых типичных
широкопольных мониторинговых проектов, как проводимых в настоящее время (ASAS-3,
LINEAR, Pi of the Sky, FAVOR/TORTORA), так и планируемых на будущее (LSST).
Библиография
1. Bondi H Q. J. R., Astron. Soc., 11, 443, 1970
2. Schaefer B E et al., Astron. J., 90, 1363, 1985
3. Schaefer B E et al., Astron. Astrophys., 174, 338, 1987
6
4. Beskin G M et al., Astron. Astrophys. Suppl., 138, 589, 1999
5. Eichler D, Beskin G, Astrobiology, 1, 489, 2001
6. Zolotukhin I et al., Astron. Nachrichten, 325, 675, 2004
7. Karpov S et al., Nuovo Cimento C, 28, 747, 2005
8. Molinari E et al., Nuovo Cimento, B, 121 1525, 2006
9. Beskin G et al., Nuovo Cimento C, 28, 751, 2005
10. Karpov S et al., GRB Coordinates Network Circular, 7452, 1, 2008
11. Racusin J L et al., Nature 455, 183, 2008,
12. Karpov S et al., GRB Coordinates Network Circular, 5897, 1, 2006
13. Karpov S et al., GRB Coordinates Network Circular, 5941, 1, 2006
14. Beskin G et al., AIP Conf. Proc., 1065, 251, 2008
15. Beskin G et al, Advances in Astronomy, 2010, ID 171569, 9 pages
16. Karpov S et al, Advances in Astronomy, 2010, ID 784141, 8 pages
17. Plokhotnichenko V et al, Advances in Astronomy, 2010, ID 109681, 6 pages
18. Greco G et al, Advances in Astronomy, 2010, ID 268501, 8 pages
19. Beskin G et al, Physics-Uspekhi, 2010, Volume 53, Issue 4, pp. 406-414
20. Beskin G et al, Astrophysical Bulletin, 2010, 65, 3, 286-29
21. Beskin G et al, Astrophysical Bulletin, 2010, 65, 3, 223-229
22. Beskin G et al, Astrophysical Journal Letters, 2010, 719, L10-L14
23. Beskin G et al, Proceedings of the SPIE, 2010, 7733, 77330V-77330V-17
7
Приложение
Комментарии к характеристикам различных классов объектов:
• метеоры -типичные времена меньше секунды, яркость различна, наиболее интересны
слабые (8-12 величина)
• спутники, мусор -обычно быстро движутся, быстрые вариации блеска, требуется высокое
временное разрешение
• высокоорбитальные спутники -движутся более медленно и гораздо слабее, вариации
блеска определяются формой
• астероиды -движутся медленно (~0.1-0.5 градуса в сутки)
• астероидная камера LINEAR с пределом порядка ~19 , зарегистрировала ~5
миллионов астероидов (~200 тысяч открыла впервые) за несколько лет регулярных
наблюдений
• переменные звезды -типичные времена переменности от часов до дней
• ASAS-3 открыл ~50 тысяч новых переменных звезд посредством регулярного мониторинга ~15
миллионов звезд, видимых в северном полушарии вплоть до ~14 , полностью покрывая все
доступное небо раз в несколько дней
• ROTSE-I в тестовом мониторинге 2000 квадратных градусов обнаружил 1781 периодическую
переменную в диапазоне звездных величин 10 -15.5 , 90% которых -ранее неизвестные.
Согласно их выводам, ~0.2% всех звезд в этом диапазоне величин переменны с амплитудой
>0.1 на временной шкале более нескольких дней.
• ROTSE-I проводил специализированный поиск короткопериодичных переменных звезд
посредством мониторинга 256 квадратных градусов на протяжении 125 часов вплоть дло 15.7
с интервалом между экспозициями порядка ~10 минут, и в результате оценил плотность
затменных переменных в ~0.1 штуку на квадратный градус, тогда как пульсирующих -~0.2
штуки, имеющих период меньше суток.
• вспыхивающие звезды -объекты типа UV Ceti. Типичные времена нарастания блеска -от минут до
долей секунды. Амплитуды вспышек могут достигать нескольких величин. Типичный блеск в
спокойном состоянии -10 -15 .
• новые -абсолютные величины порядка ~-8, так что видимый блеск будет ~7 с 10кпк
• ASAS-3 обнаружил 16 новых и 8 карликовых новых
• MACHO объекты - типичные времена вспышек от недель до лет, возрастание блеска до нескольких
величин
• проект MACHO мониторит 8 миллионов звезд в Большом Магеллановом Облаке и 10
миллионов -в балдже Галактики, за ~10 лет зафиксировано ~300 событий
• OGLE мониторит 40 миллионов звезд в сумме
• быстропеременные активные галактические ядра -блеск от 12 до 19 величины, типична
сильная переменность. Можно ожидать ~30000 активных ядер, видимых в северном
полушарии
• блазар S5 0716+714, достигающий ~14 величины в периоды активности, переменен в
оптике вплоть до десятков минут, а возможно -и десятков секунд.
• сверхновые - при темпе 0.03 вспышки в год на галактику можно ожидать ~10000 видимых
событий в год для северной полусферы.
• Swift обнаружил SN 2008D по яркой ~5 минутной рентгеновской вспышке, связанной с
выхоом ударной волны на поверхность звезды. Как это выглядело в оптике?..
"Классический" оптический максимум был ~19 дней спустя при яркости V=17.37
• гамма-всплески -оптический блеск в максимуме от ~5.3 до ~19 -20 , при характерных
временах от нескольких до сотен секунд
• камера TORTORA обнаружила GRB 080319B, максимум блеска которого был на
уровне ~5.3 и продолжался порядка ~30 секунд, демонстрируя при этом отчетливую
переменность на шкале порядка ~10 секунд, и возможную переменность на одной
секунде.
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
m
8
m
m