图解天文望远镜发展史（5）

文/ 叶楠

20世纪末大型天文望远镜

19世纪末到20世纪初，第二次工业革命的兴起不仅带来了更大规模的工业化生产，更细致的劳动分工，同时引发了科学技术的提升。这其中也包括机械、物流以及制镜工艺水平的提高，使得建造、运输和装配更大口径的天文望远镜成为了可能。20世纪初以量子力学、相对论以及核能的出现与应用为代表的科技革命使得基础科学研究达到了人类有史以来的最高水平。河外星系的发现为宇宙学研究增添了更多的未知，天文学家们迫切需要更大口径的望远镜来探寻那更加遥远也更加古老的宇宙深处。时间来到了20世纪下半叶，经历了两次世界大战的洗礼，虽然局部冲突不断，但和平与发展是这个时代的主题，大型天文望远镜也如雨后春笋般不断涌现。

BTA-6

BTA-6是苏联在1975年建造完成的一台大型望远镜，主镜口径6米。自建成以后直到1992年凯克望远镜完工前，它一度是世界上口径最大的光学望远镜。不过这台望远镜的实际成像能力一直备受质疑。一方面它的台址位于高加索山脉北侧的卡拉恰伊-切尔克西亚，这里被诸多山峰包围，大气非常不稳定。另一方面，望远镜还面临着严重的热膨胀问题，使其成像能力只有设计值的60%左右。在此后的3年间，BTA-6更换了两次主镜，之后数十年里这台望远镜一直在修修补补。单镜面主镜自身巨大的重量以及庞大体积下隐藏的热量都会使其产生重力形变和热膨胀，从而影响望远镜的实际观测能力。大气湍流引起的抖动也是影响望远镜口径继续做大的一个重要因素。

主动光学技术

主动光学技术发展于1980年代，通过在反射望远镜主镜背后安装数量众多的促动器来对镜片进行支撑和微调。当主镜受到外力作用而产生形变时，例如由于自身重力、热膨胀、机械应力、风力等等，不同位置的促动器会根据计算机指令对镜片的不同位置施加压力，从而使得整个镜片保持尽量接近完美的状态。主动光学技术在80年代后开始建造的大型望远镜中得到了广泛的使用。图为位于西班牙拉帕尔玛岛上的加那利大型望远镜的主动光学促动器。

自适应光学技术

所有地基天文台都要透过地球大气才能看到遥远的天体。大气会因为温度、密度以及自身的流动而有不同的折射率，使得穿过大气的光线产生扭曲。对于我们的眼睛来说，这种影响微乎其微，但对于光学天文望远镜来说，大气抖动的影响是巨大的。早在1953年，海尔天文台的巴布科克就提出了自适应光学的概念，但受限于当时的技术条件无法实现。直到20世纪90年代，随着计算机和光学技术足够发达，自适应光学技术才得以广泛应用。同主动光学类似，自适应光学也是通过促动器来实现对镜面的改变以补偿大气湍流造成的波前畸变。不过它的调整速度比主动光学要快得多，每次调整不会超过1毫秒。图为有无自适应光学技术拍摄的海王星照片对比（左图采用了自适应光学技术）。

多镜面望远镜

1971年，美国开始研制多镜面望远镜（MMT），于1979年建成并投入使用。图为1981年拍摄的MMT照片，可以看到天文台里由6个圆形镜片组成的望远镜主镜，每个镜片的直径为1.8米，6个镜片组成了相当于口径4.5米的单镜片望远镜的集光能力。MMT的设计是超前的，它的多镜面技术能够彻底解放单镜面望远镜在重力形变和制造工艺上的限制。同时它还拥有高度精确的指向系统和先进的镜片清洗和维护系统。1998年到2000年期间，MMT的主镜进行了升级改造，用口径6.5米的主镜替代了之前的6个圆形镜片。自适应光学技术的应用让更新后的MMT焕发了新的生机。

新技术望远镜

新技术望远镜（NTT）坐落于智利的拉西拉天文台，1989年建成，口径3.6米。之所以称之为新技术，是因为这是历史上第一台完整使用主动光学技术的望远镜。在观测期间，主镜的形状可以通过促动器进行调整以获得最佳的图像品质。副镜的位置也可以在3个方向上进行灵敏的控制。除此以外，望远镜圆顶的设计也极为注意通风散热问题，对望远镜周围热源的控制也进行了阻隔。这些新技术的应用使得这台口径并不占优势的望远镜依旧可以在天文观测前沿占据一席之地。

2.16米望远镜

位于中国河北省承德市兴隆县的兴隆观测基地是我国也是亚洲最大的光学天文观测基地，始建于1965年，于1968年投入使用。目前口径大于60厘米的专业天文望远镜有9台，其中2.16米口径光学望远镜由中国科学院、北京天文台、南京天文仪器厂等单位共同联合研制，于1989年正式投入使用，被誉为中国天文学发展史上的一个里程碑。2.16米望远镜拥有卡塞格林和折轴两个焦点，焦比分别为F/9和F/45，具备成像和光谱观测能力。基于该望远镜的观测数据已经做出大量具有高显示度的科研成果。在云南2.4米望远镜落成前，2.16米望远镜一直是我国最大的天文光学望远镜。

双子望远镜

双子望远镜是由两台完全一样，但位于不同地点的望远镜组成。其中一台位于北半球夏威夷海拔4213米的莫纳克亚山上，另一台位于南半球智利海拔2722米的帕穹山上。两台望远镜口径均为8.1米，主镜为单一镜片，由超低膨胀率玻璃建造而成，表面精度达到15.6纳米。单个主镜厚20厘米，重达22吨。望远镜配备有主动光学、自适应光学、多目标光谱、激光导星系统等。两台望远镜相互配合，其观测天区几乎可以覆盖全天，只有南北极点附近天区无法观测。图为正在利用激光导星系统进行自适应光学校准的南双子望远镜。

昴星团望远镜

昴星团望远镜是日本国家天文台在夏威夷莫纳克亚山建造的单镜面光学望远镜，主镜口径8.2米、焦距15米。主镜采用零膨胀玻璃制造，厚度只有20厘米，重约22.8吨。镜面精度达到14纳米，相当于人类头发直径的五千分之一，并配备了主动光学和自适应光学系统。与常见的圆形圆顶不同，昴星团望远镜的圆顶呈圆柱体，高约43米、直径40米，并在顶部安装有风扇以改善空气流动情况。昴星团望远镜于1998年建造完成，成为当时最大的光学望远镜。

霍比-埃伯利望远镜

霍比-埃伯利望远镜（HET）于1996年落成，位于美国得克萨斯州的麦克唐纳天文台。它11米×12米的六边形主镜是由91块六边形的小镜子拼接而成的（如图），等效口径9.2米、焦距13.08米。望远镜朝地平高度55度仰望天空，在观测过程中主镜是固定不动的，通过移动安装在焦平面上的终端设备对天体进行跟踪，跟踪视场可达12度。这种结构虽然限制了望远镜的观测天区，但大大减少了望远镜的预算，整个望远镜主体部分造价只有1350万美元。望远镜还配备有主动光学系统，在每枚小镜子下面有3个促动器，共计273个促动器用来矫正主镜的重力形变。

凯克望远镜

1977年，两位天文学家马斯特和尼尔森提出了利用多镜片拼接技术来制造大型地基天文望远镜。1985年，凯克基金会捐资7000万美元用于凯克1号望远镜的建造，经过5年的建设，该望远镜于1990年首次用于观测，成为当时世界上最大的光学望远镜。凯克1号的成功吸引了更多的投资，凯克2号于1996年建造完成。两台望远镜的主镜分别由36片口径1.8米、厚7.5厘米、重0.5吨的六边形镜片拼接而成，等效口径10米。两台凯克望远镜坐落于夏威夷的莫纳克亚山上，相距85米。2001年，两台望远镜首次进行了光学干涉观测，其分辨率相当于一台口径85米的望远镜。

在21世纪到来之前，大型光学望远镜已经达到了10米量级，比起一个世纪前又向前跨越了一大步。主动光学、自适应光学、数字电子技术以及光学干涉技术的应用，大大推进了天文学研究的发展。而在人类进入21世纪后，这股趋势继续引领着望远镜技术的发展，同时更多发展中国家也开始加大对基础科学研究的投入，建造属于自己的天文台，新的台址和新的望远镜逐渐出现在全球各个角落。