Кратко и по существу — план миссии в УФ/экстремальном УФ (EUV) диапазоне: какие уникальные научные задачи доступны только из космоса, и какие технологии телескопии и защиты детекторов для этого требуются.
1) Почему только из космоса
- Атмосфера непрозрачна в УФ ниже примерно $\sim 300\mathrm{nm}$ (и полностью блокирует EUV $\lesssim 100\mathrm{nm}$), поэтому наблюдения линий Lyman, O VI, He II и др. возможны только вне атмосферы.
- Ключевые линии: H I Lyman-$\alpha$ $121.6\mathrm{nm}$, Lyman-континуум $<912\mathring{\mathrm{A}}$, O VI $1032,1038\mathring{\mathrm{A}}$, C IV $1548,1550\mathring{\mathrm{A}}$, N V $1238,1242\mathring{\mathrm{A}}$, H2 Lyman/Werner и EUV-линиии от горячей плазмы ($\lambda \sim 10-100\mathrm{nm}$).
2) Научные задачи, принципиально доступные только из космоса
- Бухта (census) скрытых барионов IGM/CGM через УФ-поглощение (Lyman forest, O VI, Ne VIII) — изучение тёплого/тёплопрохладного межгалактического газа.
- Измерение выхода ионзирующих фотонов из галактик (escape fraction) через наблюдение Lyman‑континуума ($\lambda <912\mathring{\mathrm{A}}$).
- Исследование утечки и потерь атмосферы экзопланет (Lyman‑$\alpha$, C II, O I) и фотохимии верхних слоёв.
- Характеристика горячей ($T\sim 10^5-10^6\mathrm{K}$) плазмы в галактиках и в солнечной короне (EUV-спектры).
- Молекулярная УФ‑спектроскопия (H2, CO, HD) в звёздообразующих регионах и протопланетных дисках.
- Виньетирование геокороны и гало Lyman‑$\alpha$ — невозможно со земли.
Все эти измерения требуют широкой чувствительности в ФУВ/EUV и высокой спектральной разрешающей способности.
3) Требуемые характеристики инструментов (рекомендации)
- Диапазон покрытия: два режима/инструмента предпочтительны — FUV: $\sim 100-200\mathrm{nm}$ (ключевые линии CGM/экзопланет) и EUV: $\sim 10-100\mathrm{nm}$ (горячая плазма).
- Апертуры: $D\sim 1.5-4\mathrm{m}$ — баланс между чувствительностью и стоимостью.
- Спектральное разрешение: для поглощений в CGM/IGM и измерения термических/кинетических ширин нужен $R=\frac{\lambda }{\Delta \lambda }=\frac{c}{\Delta v}\sim 20,000-100,000$. Пример: чтобы разрешить термическую ширину водорода при $T=10^4\mathrm{K}$ ($v_{\mathrm{th}}\sim 13km/s$) нужен $R\gtrsim c/13km/s\approx 23,000$. Формула: $v_{\mathrm{th}}=\sqrt{\frac{2kT}{m}}$.
- Угловое разрешение (дифракционный предел): $\theta \approx 1.22\frac{\lambda }{D}$. Для $\lambda =150\mathrm{nm},D=2.4\mathrm{m}$ даёт $\theta \sim 0.016^{\prime \prime }$ (теоретический предел).
- Эффективная площадь: $A_{\mathrm{eff}}=A_{\mathrm{geo}}\times \prod _i{T}_i\times {\eta }_{\det }$, где $T_i$ — пропускание/отражение элементов, ${\eta }_{\det }$ — КЭД. Большая $A_{\mathrm{eff}}$ критична для слабых абсорберов.
4) Оптика и покрытия
- FUV ($\gtrsim 115\mathrm{nm}$): нормальный падения с Al+MgF2 или Al+LiF покрытиями (LiF расширяет нижнюю границу до $\sim 102\mathrm{nm}$ при строгой чистоте).
- $\lambda \lesssim 100\mathrm{nm}$ (EUV): обычные нормальные покрытия не работают — необходимы либо глиссирующие (grazing‑incidence) зеркала (Wolter), либо многослойные интерференционные покрытия (multilayer) для узкополосного нормального падения.
- Спектрографы: высокоэффективные эвклидные/эшелевые решётки с антирефлексными/голографическими покрытиями, оптимизированные для УФ.
5) Детекторы и защита
- Для FUV/EUV традиционно используются MCP (microchannel plate) с фотокатодами CsI/KBr для EUV/FUV; MCP дают быстрый отклик и устойчивы к космическому излучению, но подвержены деградации и имеют ограниченный жизненный ресурс.
- Современные альтернативы: back‑illuminated CCD/CMOS с delta‑doping или UV‑бескислородными покрытиями и/или прозрачными проводящими слоями; EMCCD для низкого уровня сигнала. Для EUV большинство твердых детекторов малоэффективны — MCP остаются предпочтительными.
- Ключевые требования: высокая квантовая эффективность в УФ, низкий тёмновой ток, малые фоновые счёты от геокороны и космических частиц, устойчивость к деградации.
6) Защита детекторов и борьба с контаминантами
- Молекулярная контаминация резко снижает УФ-пропускание. Требуется: материал с низким выходом газов (low‑outgassing), строгая чистота на всех стадиях (cleanrooms), предзапусковой байк‑аут (bake‑out), контролируемая вентиляция.
- В полёте: закрывающиеся заслонки/шторки, холодные ловушки (cryotraps) на стратегических местах, возможность нагрева зеркал/оптики (in‑flight decontamination) для удаления адсорбированных слоёв.
- Защита от солнечной засветки и заряженных частиц: тонкие металлические фильтры (Al, Zr) или полимерные фильтры для блокирования видимого света и тепла, магнитное/пассивное экранирование для снижения потока частиц, а также размещение в орбите с низким фоном (см. ниже).
7) Орбита и фон
- L2 (Sun–Earth Lagrange 2): термически стабильная, малая геокорона и низкий фон от Земли — оптимально для слабых EUV/FUV линий.
- Высокая эллиптичность/высокая орбита лучше, чем НОО (низкая околоземная орбита), где геокорона Lyman‑$\alpha$ и атомарный кислород создают сильный фон.
- Для солнечных/маячковых наблюдений уместны специализированные орбиты.
8) Калибровка и метrologie
- Встроенные источники для радиометрической и спектральной калибровки (UV лампы, звездные стандартные источники).
- Регулярный мониторинг чувствительности (в т.ч. флэт‑филды) и процедур де‑контаминации.
9) Операционные требования
- Точная стабилизация и слежение: дрифт/джиттер меньше доли пикселя/щёчки спектра; система гид‑наведения и вторичный видимый визир (guide star, fine guidance sensor).
- План наблюдений: сочетание высокоразрешённых затмений (transit spectroscopy) и длинных экспозиций для абсорпционных линий против ЦФА (QSOs, bright background sources).
10) Итоговый технологический набор (кратко)
- Зеркало: $D\sim 1.5-4\mathrm{m}$, оптики с Al+LiF (FUV) и grazing‑incidence / multilayer (EUV).
- Спектрограф: R $\sim 20,000-100,000$ (echelle/holographic).
- Детекторы: MCP (CsI/KBr) для EUV/FUV + UV‑optimized back‑illuminated CCD/EMCCD/delta‑doped CMOS для NUV/FUV.
- Контроль контаминации: заводская и полётная дегазация, заслонки, cold traps, чистые материалы.
- Орбита: предпочтительно L2.
- Калибровка: встроенные UV‑источники + регулярные наблюдения стандартных звёзд.
11) Примеры граничных чисел/условий (формулы)
- Разрешающая способность по скорости: $R=\frac{c}{\Delta v}$. Для $\Delta v=10km/s$ даёт $R\approx 30,000$.
- Дифракционный предел: $\theta \approx 1.22\frac{\lambda }{D}$.
- Простое выражение для S/N при фотон‑лимитированном наблюдении: $\frac{S}{N}\approx \frac{F{A}_{\mathrm{eff}}t}{\sqrt{F{A}_{\mathrm{eff}}t}}$ при доминировании сигнала (полный вид: $\frac{S}{N}=\frac{F{A}_{\mathrm{eff}}t}{\sqrt{F{A}_{\mathrm{eff}}t+B{A}_{\mathrm{eff}}t+Dt+R^2}}$), где $F$ — поток (фотоны/с/м^2), $B$ — фон, $D$ — тёмный ток, $R$ — шум считывания.
Заключение: для достижения уникальной науки в FUV/EUV требуется сочетание: тщательной борьбы с контаминацией, специализированных оптик/покрытий (grazing и multilayer), чувствительных UV‑детекторов (MCP + UV‑CCDs), высокая спектральная разрешающая способность ($R\gtrsim 20,000$) и предпочтительная орбита L2. Это даёт доступ к исследованию CGM/IGM, потерь атмосфер экзопланет, молекулярной УФ‑спектроскопии и плазменной физике, недоступным с Земли.