地基光学天文望远镜新进展

□ 国家天文台 范 舟 姜晓军

地基光学天文望远镜新进展

□ 国家天文台 范 舟 姜晓军

凯克望远镜

天文学是人类认识宇宙的一门自然科学，其内容是观测研究各种天体和天体系统的位置、运动、分布、结构、物理状态、化学组成及起源演化规律等。中国古代人们就对天文和宇宙有了一定的认识，从古人对宇宙的定义“四方上下曰宇，往古来今曰宙”，可以看出宇宙包含了所有的空间、时间、物质和能量。而现代天文学的主要分支包括天体测量学、天体力学、天体物理学、天文学史。

历史上认识宇宙的七次飞跃

人类历史上对于宇宙的认识有几次重大飞越：

第一次飞越

人类通过月食现象和估算地球周长等方法认识到地球是球形的；

第二次飞越

哥白尼通过观察日月行星等天体的运动提出日心说，伽利略利用他发明的天文望远镜对木卫系统以及银河系恒星等天体进行了观测，这些进展开创了近代天文学；

第三次飞越

万有引力定律的发现，这归功于开普勒、牛顿、哈雷等一批天文学家的发现和总结验证，从而奠定了天体力学的基础；

第四次飞越

太阳系演化学说的建立，这是基于康德于1755年和拉普拉斯于1796年先后提出的关于太阳系起源的星云学说，该学说认为太阳系内一切天体都有其各自的形成历史﹐即都是由同一个原始星云按照客观规律──万有引力定律逐步演变而成的，从而打破了牛顿时代绝对不变的自然观；

第五次飞越

银河系和星系概念的提出，这基于哈雷通过不同时期星表的对比发现了恒星位置的变动，赫歇尔通过银河系恒星计数的观测推断银河系的扁平形状和太阳的位置，以及罗斯勋爵发现第一个漩涡星系M51；

第六次飞越

天体物理学的兴起，这主要是照相术、光谱分析、光度测量等一些新的技术和分析方法的出现，从而奠定了当代天体物理学的基础；

第七次飞越

时空观的革命，爱因斯坦狭义相对论和广义相对论的提出，修正了牛顿的经典力学理论，使人们对质量、能量、时间、空间、速度等物理量有了一个全新的认识。

认识宇宙的途径

人类认识宇宙的途径主要有以下几种方式：

1 直接探测，这主要是通过人造卫星、空间站、登月、宇宙飞船、探测器（如火星探测器）等方式进行的，但是其探测能力有限；

2 电磁波，也就是宇宙中天体的辐射，这是绝大部分天体信息获得的渠道，从γ射线（小于0.1埃）、X射线（0.1埃～100埃）、紫外波段、人眼可见的光学波段、红外线（7000埃～1毫米）、到无线电短波（1mm～30m）和无线电长波（大于30m）。但是对于地面的望远镜而言，由于大气的吸收，只有光学、红外和射电波段三个窗口。

3 宇宙线，即各种高能粒子，需要空间探测器在大气层外进行探测。

4 中微子，其质量极小，几乎为零，且不带电，与物质作用也非常微弱，是基本粒子中最难探测的一种粒子。

5 引力波，这是广义相对论预言的一种波，2014年3月，美国科学家利用一台架设在南极的望远镜观测到了来自宇宙早期的引力波信号。

不同波段上的电磁波及大气窗口

尽管人们在高能的伽马射线、X射线、紫外、红外、射电等方面开展了大规模的天文学观测研究，然而地面光学观测仍然是重点，原因如下：

1 宇宙中绝大多数恒星及恒星系统（如星团和星系等），其温度从数千度到数万度，辐射主要集中于光学波段；

2 携带大量天体物理信息的谱线主要集中于可见光范围；

3 大气在可见光范围内有良好的透射（大气窗口）；4 有良好的探测设备（技术成熟的光学望远镜和CCD等）；

5 有悠久的历史和丰富的经验。

伽利略发明的天文望远镜

两类天文望远镜

自从伽利略1609年发明天文望远镜，将望远镜首次指向太空，便拉开了人类使用望远镜探测宇宙的帷幕，从此人类开始了对宇宙深空的观测活动。随着望远镜的发展和应用，人类创造出了各式各样的天文望远镜，每种望远镜都有各自的特点。从望远镜的光学性质来看，主要分为折射望远镜和反射望远镜两大类：

1. 折射望远镜：

利用透镜对光进行汇聚和聚焦，物镜为折射镜的望远镜，通常采用两片结构，在部分消除色差的同时，可消除球差和彗差，工作视场可达2度。目前世界上最大的折射望远镜位于美国叶凯士天文台，建于1897年，口径1.02m，焦比（焦距和有效口径的比值）f/19.4，Lick天文台的折射望远镜排名居第二位，口径0.91m，焦比f/20。

叶凯士天文台1米折射望远镜

2. 反射式望远镜，

用曲面和平面的面镜组合来反射光线并成像的望远镜。

根据光学特点分为以下几种类型

（1）主焦点系统：

由一块反射镜组成的光学系统，一般具有较大的光学视场。

（2）牛顿系统：

使用抛物面或者球面做主镜，在镜筒前加平面镜将光线反射到侧边镜的焦平面上的望远镜。由于结构简单，被非专业人士自制望远镜时广泛使用；

国家天文台兴隆观测基地60厘米主焦点望远镜

牛顿系统

卡赛格林系统

（3）卡赛格林系统：

经典卡塞格林系统主镜是抛物面，副镜是双曲面，光经过两次反射再穿过主镜中心的洞孔成像，有效地减少了镜筒的长度；里奇-克莱琴式（R-C）：主镜和副镜都是双曲面，可以消除彗差和球差等像差；格里高利系统：主镜是凹抛物面 ，副镜是凹椭球面，可以产生正立的像；

奈斯密斯系统

格里高利系统

（4）奈斯密斯系统：

和卡赛格林系统类似，但是主镜无需穿孔，光经过副镜反射后再经过第三镜反射到侧面，在地平式望远镜上使用较多；

（5）折轴系统：

折轴系统：在奈斯密斯系统的基础上，将光再次反射穿过望远镜的赤纬轴到一个固定的焦点，一般常见于高分辨率光谱的观测系统。

兴隆基地2.16米望远镜及折轴系统光路图

天文望远镜的发展

随着天文学的发展，人类不断地追求观测更暗弱的天体，口径和灵敏度便成为望远镜最重要的指标，因此人类不断尝试制造出更大口径的天文望远镜。然而对于折射望远镜而言，由于对玻璃材料要求高，加工较复杂，透镜会严重吸收紫外光，另外镜筒过长，较大的镜片也容易受重力影响而产生形变，因此现在全世界口径最大的折射望远镜也只有1.02米，是叶凯士天文台于1897年建造的。然而对于反射望远镜而言，制作大口径的望远镜相对容易，在人们不断地尝试制造大口径望远镜的过程中，1948年帕洛马山天文台口径5.08米的海尔反射望远镜落成，整个望远镜镜筒重140吨，转动部分530吨，可以观测到23等星。海尔望远镜在此后的二十八年中一直保持为全世界口径最大的光学望远镜。尽管后来苏联又研制了6米望远镜，但是直到二十世纪八十年代，主动光学技术、自适应光学技术和大镜面拼接等先进技术的发展，才真正突破了对光学镜面口径的限制，出现了像凯克10米望远镜这样的大型望远镜。

海尔望远镜

未来望远镜的发展主要有两大趋势：

（1）大口径：

轻薄镜面、小焦比、地平式机架、高精度、自动化、新型观测室、多目标光纤引导、采用主动光学与自适应光学技术。

（2）大视场：

小焦比、联网与布阵、全自动控制、海量数据实时处理与分析。这无论对于工业制造加工水平、自动化控制还是软件方面都是巨大的挑战，这也预示着一个新的天文观测时代的到来。

国内的郭守敬望远镜

郭守敬望远镜，又名大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，LAMOST）。该望远镜于2008年建成，2009年通过国家验收，是一台专门用于巡天观测的天文望远镜，可以对较大的天区范围（20平方度）内的4000个目标进行长时间的跟踪积分光谱观测，积分时间1.5小时。主镜由37块对角线长1.1米的六角形球面子镜组成，大小为6.67米×6.05米，曲率半径40米，有效通光口径4米，系统焦比F/5。

LAMOST望远镜的拼接主镜

LAMOST望远镜分布着4000根光纤的焦面

LAMOST望远镜

望远镜的口径和视场关系曲线

和其他望远镜相比，该望远镜具有如下显著特点：

突破了大视场望远镜不能兼备大口径的瓶颈；

首先在一块大镜面上同时采用薄镜面主动光学和拼接镜面主动光学技术；

在一个光学系统中采用两块拼接镜面；

独创4,000根光纤的并行可控定位技术；

是目前全世界光谱获取率最高的望远镜。

LAMOST的科学目标主要由以下几个方面：

宇宙结构和演化以及大尺度结构研究；

星系演化问题研究、活动星系核、星系团；

银河系大尺度结构研究、恒星光谱研究；

多波段交叉证认；

相比于国际著名的2dF和SDSS巡天，LAMOST具有更大的口径和视场，以及更多的光纤数，因此具有更大的巡天优势。

欧洲南方天文台的甚大望远镜

VLT望远镜

甚大望远镜（Very Large Telescope，VLT）是欧洲南方天文台（ESO）在智利建造的大型光学望远镜，位于海拔2,632米的帕瑞纳天文台，由4台相同的8.2米口径望远镜组成，组合起来的等效口径可达16米，焦比为f/2，重量22吨，厚18厘米，采用R-C式光学系统。指向精度1角秒，跟踪精度0.05角秒。采用主动光学系统，每台镜子下均安装有150个促动器。4台望远镜既可以单独使用，也可以组成光学干涉仪进行高分辨率观测，干涉基线可达202米。四台望远镜分别命名为太阳、月亮、南十字和金星。

该望远镜于1986年开始建造，耗资超过5亿美元。四台望远镜分别在1998－2000年之间建成并相继投入使用。2005－2006年，4台口径1.8米的辅助望远镜分别建成，与4台8.2米望远镜共同组成甚大望远镜干涉仪（VLTI），这些辅助望远镜可以增加基线数目，改善成像品质。配备有2.68亿像素的OmegaCAM相机，可以迅速描绘出高品质的天空图。

大型双筒望远镜

大型双筒望远镜（LBT）

大型双筒望远镜(Large Binocular Telescope, LBT)位于美国亚利桑那州海拔3221米的格拉汉姆山上，于2005年启用，2008年两面主镜同时进行观测。该望远镜由两面8.4米的熔石英轻量化玻璃制成的望远镜组成，采用格里高利系统，焦比为f/1.142。由意大利、美国、德国等国的众多科研机构联合建设，是目前全世界最先进的光学望远镜之一。其聚光能力相当于一个11.8米的望远镜，利用干涉模式其空间分辨本领相当于22.8米的望远镜。其光学性能优越，在近红外H波段（1.65微米）的效率可达60%～90%，M波段（4.7微米）可达95%。采用自适应光学系统，利用一个8.4米镜，在特定波段其空间分辨率可超过哈勃空间望远镜。

双子座望远镜

双子座望远镜（夏威夷）

双子座望远镜是2台8.1米卡焦反射式望远镜，由美国、加拿大、智利、巴西、阿根廷和澳大利亚共同建造和运行。双子座北半球望远镜坐落在夏威夷海拔4200米的山上，于2000年开始正式观测；双子座南半球望远镜坐落于智利，位于海拔2700米的山上，于2000年开始观测。南北半球的两台望远镜联合可以对全天进行观测。该望远镜装配了自适应光学系统，在H波段可达到0.08角秒的空间分辨率。尽管主镜8.1米，但厚仅20厘米，镜后有120个促动器，能单独上下移动万分之一到千分之一头发丝厚度，只有咖啡杯大小，另外还有60个促动器压在主镜的周边。每台望远镜上都装配了多目标光谱系统、长缝光谱系统、成像和积分场光谱（IFU）系统。

凯克望远镜（凯克I, 凯克II）

凯克望远镜位于美国夏威夷海拔4145米的毛纳基山顶上，共有两台望远镜组成，相隔85米，每台口径10米，分别由36面1.8米的六边形子镜拼接而成，每块子镜的厚度只有10厘米，可以通过主动光学支撑，从而使镜面保持极高的精度。焦比f/1.75，赤道仪式结构。2001年3月开始，两架凯克望远镜可用于光干涉观测，其等效空间分辨率相当于一台口径85米的望远镜。观测波长是光学和近红外，凯克I于1991年建成，凯克II于1996年建成。该望远镜耗资1.3亿美元，由美国加州天文研究联合会管理和运行。

霍比－埃伯利望远镜

霍比－埃伯利望远镜（Hobby-Eberly Telescope, HET）隶属美国麦克唐纳天文台，位于海拔2026米的戴维斯山上，主镜是由91面口径1米的子镜拼接成，尺寸为11×12 米，有效口径9.2米，为主焦点望远镜，工作波长是350-1800nm。从1994年开始建造，1997年开始投入使用。该望远镜最初的设计目标是一台光谱观测的大口径、极低造价的天文望远镜。由于采用固定仰角轴设计，使得该望远镜的成本比相同口径的光学望远镜降低了80%，是一台性价比极高的大型望远镜。

霍比－埃伯利望远镜（HET）

昴星团望远镜（Subaru）

日本昴星团望远镜

该望远镜隶属日本国立天文台，位于美国夏威夷海拔4139米的毛纳基山的山顶。是一台口径8.2米的反射式地平望远镜，可以在光学和红外波段进行观测，拥有主焦点、卡赛格林焦点和2个折轴焦点共4个焦点。采用了一系列革命性的新技术：由于采用薄镜面技术，厚度只有20厘米；采用主动支撑系统，可以使望远镜达到非常高的表面精度；为了改善圆顶内部的空气流动，改善本地的大气视宁度，采用了不同于普通望远镜圆顶（dome）的新型圆柱形的外壳（enclosure），可以自动控制通风和空气过滤器，使热湍流的排除达到最佳条件；使用磁驱动系统从而极大地提高了跟踪的精度。该望远镜耗资3.7亿美元，从1991年开始建造，1999年正式运行。

计划中的大型综合巡天望远镜

LSST望远镜艺术设想图

大型综合巡天望远镜（Large Synoptic Survey Telescope, LSST）是一台主镜口径8.4米，具有3度视场的地平式大视场巡天望远镜,极限星等可达到24.5等。将安放在智利伊尔佩恩峰，海拔2682米。该望远镜可在6个波段上进行观测，每夜可观测800幅，每周可以对全天进行巡天观测两次。巡天的过程相当于拍摄一部亮度、位置随时间变化的深空电影。该巡天观测将产生海量的数据（每晚30TB），通过电子邮件的方式进行实时预警，所有观测数据将面向公众开放。该望远镜的主镜正在亚利桑那大学史都华天文台镜面实验室磨制中，基建开始5年后将完工，完工2年后开始科学运行。

建造中的30米望远镜

30米望远镜（Thirty Meter Telesope，TMT）艺术设想图

30米望远镜（Thirty meter telescope, TMT）由美国和加拿大发起，是由美国、加拿大、日本、中国、印度、巴西等国联合建造的大型地基光学红外望远镜，2010年6月完成了最终设计，预计2018年开光。

这是一台大视场的R-C系统反射望远镜，地平式支架结构，主镜口径30米，由492块1.45米的六边形子镜组成。系统焦比 F/15, 视场20角分。将建于夏威夷海拔4050米的毛纳基山上。工作波长从光学到中红外波段(310-28,000纳米)，采用自适应光学系统可达到比哈勃空间望远镜高10倍的空间分辨本领。TMT将在揭示暗物质和暗能量的本质、探测宇宙第一代天体、理解黑洞的形成与生长、探测地外行星等前沿科学领域做出重大突破性发现。

建造中的巨型麦哲伦望远镜

巨型麦哲伦望远镜（Giant Magellan Telescope, GMT）可谓是地基极大望远镜，主镜由7块8.4米的离轴子镜组成，等效聚光本领21.4米，聚光面积368平方米，等效空间分辨本领相当于24.5米的望远镜，为哈勃空间望远镜（HST）的10倍。主焦点焦距18米，焦比f/0.71, 视场20角分，采用格里高利系统，在500纳米处的空间分辨率可达到0.21-0.3角秒。采用赤道仪式转台，转动重量1689吨，将建于智利的拉斯坎帕纳斯天文台，海拔2516米。工作波段和TMT类似，在近红外以及中红外波段(320-25,000纳米)。于2013年开始建造，目前两面镜子已加工完毕，预计2017年前后建成，2020年将进入观测阶段。

巨型麦哲伦望远镜（Giant Magellan Telescope, GMT）艺术设想图

未来的欧洲极大望远镜

欧洲极大望远镜(European Extremely Large Telescope, E-ELT)艺术设想图

欧洲极大望远镜(European Extremely Large Telescope, E-ELT)为口径39.3米的反射式地平式望远镜，由798块直径1.4米的六边形子镜组成，聚光面积978平方米，比目前最大望远镜大15倍。副镜4米，视场10角分。采用独特的五镜系统，工作波段是光学和近红外。采用自适应光学系统，空间角分辨率可达到0.001～0.6角秒。将建于智利阿马索内斯山，海拔高度3060米，计划2022年完工。主要用于高红移星系、恒星形成、太阳系外行星以及行星系统的研究。当前中国正处于天文发展的黄金阶段，面临很多机遇和挑战，中国在国际天文界发挥着越来越重要的作用，地基天文望远镜的建设在鼓励国际合作的同时，也应立足于独立自主、自力更生。以建造昴星团望远镜（Subaru）为例，尽管建造费用比其他相同口径望远镜高好几倍，但由于日本坚持由本国建造，不仅培养了一大批本土的优秀天文学家和工程师，而且大大提升了日本国内很多行业的工业制造水平，这是非常值得我们思考和借鉴的。国内建造的LAMOST望远镜，突破了传统的“望远镜视场——口径”曲线，同时兼顾大视场和大口径，是一台具有重要创新、性能卓越的光学巡天望远镜。而中国正式加入TMT望远镜计划也是令中国人期待的，TMT在很多方面都优于E-ELT和GMT两台下一代超大望远镜，是一台设计独特、具有自身优势的大型望远镜，也是北半球唯一一台下一代超大型望远镜，其地位是E-ELT和GMT所无法取代的。

（责任编辑 张长喜）