Кратко — обоснование: космический UV‑телескоп апертурой $1.5-2$ м даёт уникальный доступ к ближнему УФ ($\sim 200-350$ нм): отсутствие атмосферы (проходимость под $320$ нм), низкий фоновый шум и стабильная дифракционная ОПФ позволяют получать высокую чувствительность и стабильную фотометрию/разрешение для изучения звёздообразования в близких и средней дальности галактиках. Эквивалентная наземная система с адаптивной оптикой (AO) может иметь больший светосбор, но в ближнем УФ AO практически неэффективна, передача атмосферы и фоновый шум сильно ограничивают работу ниже $\sim 320$ нм, а исправленное поле будет очень узким.
1) Научные приоритеты (для проекта UV‑телескопа $1.5-2$ м)
- Разрешение и картирование звёздообразующих кластеров и OB‑звёзд в ближайших галактиках: внутренние структуры (физический масштаб $\sim 1-10$ pc на расстояниях $5-20$ Mpc).
- Измерение UV‑континуума молодых звёзд — оценка мгновенных скоростей звёдообразования и верхней части IMF.
- Исследование внутреннего распределения пыли и закона ослабления в UV (прямые карты поглощения).
- Временная фотометрия массивных звёзд, пре‑мейн‑сиквенс и переменных источников в UV (аккреция, вспышки).
- Спектроскопия среднего разрешения для ключевых UV‑маркетов (например, Mg II $\sim 280$ nm) — химия, ветер/потери массы.
- Широкие обзоры локальной среды для оценки утечки ионов (proxy‑метрики для фракции утечки Lyman‑continuum).
2) Ключевые технические требования (рекомендуемые значения)
- Диаметр зеркала: $D=1.5-2.0$ м.
- Диапазон волн: $\lambda \approx 200-350$ nm (параметризуемые фильтры: узкие/широкие; опция до $180$ nm при использовании LiF‑покрытий и строгого контроля загрязнений).
- Пространственное разрешение (дифракционный предел): $\theta =1.22\lambda /D$. Пример: при $\lambda =300$ nm и $D=1.75$ m $\theta \approx 0.043^{\prime \prime }$.
- Волновой фронт: RMS WFE $\le \lambda /14$ (Marechal) → при $\lambda =300$ nm WFE RMS $\lesssim 20$ nm для высокой Strehl.
- Точность наведения/стабильность: растяжение/дрожание < $5-20$ mas rms (чтобы не размывать дифракционный ПСФ).
- Пиксельный масштаб (Nyquist при $\lambda =300$ nm): $\sim \theta /2\approx 0.02^{\prime \prime }$ → пиксель $10-20$ mas.
- Поле зрения (варианты): узкопольное высокоразрешающее модуль $<2^{\prime }$ для глубоких снимков; расширенное поле $5^{\prime }-15^{\prime }$ для картирования галактик. Практический компромисс: один модуль $\sim 10^{\prime }\times 10^{\prime }$.
- Датчики: back‑illuminated CCD/CMOS с UV‑оптимизацией (delta‑doped, UV‑coatings) или MCP‑детектор для очень низкого шума; QE $>30\%$ в NUV желательна; низкий темновой ток и высокая радиационная стойкость.
- Фильтры/инструменты: многополосная камера (шир./узк.), грис/слайт‑спектрограф R$\sim 1000$ и опция среднего разрешения R$\sim 3000-5000$ для линий; возможность быстрого переключения для time‑domain.
- Контроль загрязнений и зеркало: Al+MgF${}_2$ или LiF покрытия; строгая чистота при сборке и в полёте; влага/органика критичны.
- Орбита: предпочтительно L2 для непрерывного обзора, термической стабильности и низкого фона; LEO (S/S) дешевле, но с регулярными затемнениями и более высоким фоном/земным рассеянием.
- Срок службы: базовый $\ge 5$ лет, целевой $\ge 10$ лет; обслуживание не гарантируется.
3) Ограничения по бюджету и запуску (основные пункты)
- Класс миссии: средний (Medium) — типичный диапазон затрат для современной миссии с зеркалом $1.5-2$ м и несколькими инструментами — ориентировочно «сотни миллионов» до «≈1 миллиард» в валюте заказчика (точная оценка зависит от модели закупок, орбиты, операций и т. п.). Основные драйверы бюджета: зеркало и его полировка, UV‑покрытия, детекторы с высокой QE в UV, гарантия чистоты, интеграция/тестирование, выбранная орбита.
- Масса/объём и пуск: апертура $1.5-2$ м вписывается в современные средние носители (Falcon‑9, Soyuz, Ariane‑6 medium fairing); масса полезной нагрузки несколько сотен до тысяч кг в зависимости от обшивки и топлива (точные массы проектируются).
- Риски увеличения бюджета: необходимость L2‑orbita, жёсткие требования по чистоте/термике, высокое качество волнового фронта, кастомные UV‑детекторы.
- Операционные расходы: непрерывные наблюдения, калибровка (звезды стандарты в UV), мониторинг загрязнений и деградации покрытия.
4) Ключевые компромиссы (чувствительность, полe зрения, временная доступность)
- Чувствительность vs апертура:
- Коллекционная площадь $A=\pi D^2/4$. Для сравнения с наземным гигантом: отношение площадей $A_g/A_s=(D_g/D_s{)}^2$. Пример: $D_g=30$ m и $D_s=1.75$ m → $A_g/A_s\approx 294$. Но для UV эффективное преимущество земли резко уменьшается из‑за атмосферы, низкой передачи и малых Strehl в UV; реальная чувствительность ground+AO в NUV будет значительно хуже теоретической площади.
- Чувствительность (фон): космос выигрывает за счёт низкого фона (зодиакальный свет + тёмный детектор) и отсутствия атмосферного рассеяния и свечения; для слабых источников в NUV космический телескоп часто превосходит даже значительно большие наземные телескопы.
- Поле зрения vs разрешение:
- Большое поле требует сложных оптических корректорных систем и больших детекторных матриц → рост массы/стоимости. Высокое разрешение (дифракционное) требует хорошей WFE и малых пикселей → фокусное расстояние и аппаратная сложность. Рекомендуем компромисс: основной инструмент $\sim 10^{\prime }\times 10^{\prime }$ с пикселем $10-20$ mas; дополнительно узкопольный модуль для глубоких наблюдений.
- Временная доступность:
- Космос: возможность непрерывных временных рядов (особенно на L2), быстрый отклик на трансъенты, равномерность калибровки. Ограничения: планирование и буферы наблюдений, возможная задержка загрузки/передачи данных.
- Наземная система: гибкость в оперативном переориентировании, дешевле на запуск и обслуживание; но ночная/погодная/атмосферная зависимость и невозможность наблюдений ниже $\sim 320$ nm → плохо подходит для ситуативных UV‑трансъентов и стабильной калибровки UV‑континуума.
- AO‑компромисс на земле:
- AO в оптической/ИК эффективна, но в ближнем UV из‑за масштаба турбулентностей и требований к скорости коррекции Strehl крайне мал и поле исправления очень мало (исопластичность ~ несколько arcsec). Следовательно: наземный AO может конкурировать в разрешении в ограниченных точках и при длинноволновой границе NUV, но не для широкополосных UV‑обзоров и работы ниже $\sim 320$ nm.
5) Рекомендации по конфигурации и приоритетам проектирования
- Фокус на стабильности и чистоте: UV‑деформация и загрязнения сокращают QE сильнее, чем на оптике для видимого.
- Основной инструмент — широкопольная UV‑камера $\sim 10^{\prime }\times 10^{\prime }$ с возможностью многополосной фотометрии и низко‑/средне‑разрешающей спектроскопии (grism + IFU опция).
- Проектировать под L2 для максимальной научной отдачи и временной доступности; если бюджет жёсткий — можно рассмотреть высокоэллиптическую орбиту/LEO как компромисс.
- Интегрировать быстрый ответ (ToO) и режимы временных серий для переменных источников/транзиентов.
- Баланс «чувствительность vs FoV»: для исследования звездообразования лучше чуть увеличить поле и иметь возможность картирования значимых частей галактик, чем стремиться к максимальной пиковой глубине на узком поле.
Короткое числовое сведение:
- Разрешение: $\theta =1.22\lambda /D$ → при $\lambda =300$ nm, $D=1.75$ m: $\theta \approx 0.043^{\prime \prime }$.
- Nyquist‑пиксель: $\sim 0.02^{\prime \prime }$ ⇒ пиксель $10-20$ mas.
- WFE RMS: $\lesssim \lambda /14$ ($\lesssim 20$ nm при 300 nm).
- Орбита: L2 (рекомендуется) или LEO (экономичнее, но с потерями в доступности).
Если нужно, могу дать сжатый блок спецификаций для ТЗ (список обязательных и желательных пунктов) или пример расчёта чувствительности (пороговое число фотонов, время экспозиции) под выбранные фильтры.