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天文望远镜演变历史

2010-09-27  苏门山弟子
宇宙大爆炸、黑洞、黑子、太阳系外星球、棕矮星、类星体、宇宙射线、银河系等一系列有关宇宙和太空的现象与名词,如果没有伽利略的发明也许都将不复存在。望远镜已经成为人类文化最伟大的奇迹之一,它不仅使天文学发生了革命而且深刻地影响了其他科学的发展乃至整个人类社会的进步改变了人类的宇宙观!为了以纪念伽利略首次用望远镜观测天体400周年,联合国把2009年定为国际天文年。

中国古代“望远镜”浑仪是古代天文学家使用最广泛的一种观天仪器,是天文学家测定天体方位时必不可少的武器。其功能相当于现代的望远镜,不过没有用镜片,以中空的窥管替代

  1608年,一名荷兰眼镜商发明了第一架小望远镜。次年,著名的意大利科学家伽利略第一次用自制望远镜观测星球,从此人类踏上了探索宇宙的新征程。

伽利略组装和使用的折射望远镜

  400年来凝聚了人类雄心勃勃的追求与智慧望远镜从小口径到大口径从光学望远镜到全电磁波段望远镜从地面望远镜到空间望远镜——望远镜已经成为人类文化最伟大的奇迹之一,它不仅使天文学发生了革命而且深刻地影响了其他科学的发展乃至整个人类社会的进步改变了人类的宇宙观!

  “天外有天”

  在伽利略之前,沉迷于夜空世界的天文学者只能用他们的肉眼来观察天空。伽利略自制的望远镜所放大的倍率在今天看来小得可怜。 但在人类科学史上却引发了一场革命。从那以后,望远镜口径的每一次增大,都导致我们认识宇宙眼界的扩展。

  1608年,荷兰眼镜商汉斯·利伯希发明了一种奇妙的“光管”能够把远处物体放大,并为此申请了专利。1609年,意大利物理学家伽利略听说此事后,就自行制造出了一架小天文望远镜。这架望远镜口径4.4厘米,长1.2米,放大率只有32倍,而且视野非常狭窄。但是,伽利略利用它观测到了月球陨石坑、太阳黑子、木星的4颗卫星、土星环,并指出银河实际上是由许多恒星构成的。伽利略还观测到宇宙并非地心说主张的那样,所有天体都围绕地球运行。

  1672年,牛顿提出了一种新的望远镜设计概念。区别于伽利略的折射望远镜,牛顿的新望远镜使用一面凹透镜将光线聚集并反射到焦点上,因此被称为反射望远镜。反射望远镜的反射镜就像一个水桶一样,水桶越大,装的水越多,反射镜越大,能够收集到的光也越多。这种设计使望远镜的放大倍率达到了数百万倍,远远超过了折射望远镜所能达到的极限。虽然基本原理一直不变,但牛顿使用的6英寸直径小铜镜却在随后的岁月里逐渐被更大口径的折射镜所取代。1845年,威廉·赫歇尔用自制的望远镜发现了天王星,他还建成了当时世界上最大的反射望远镜,首次通过观测证实了银河系的恒星呈扁平状分布。

牛顿设计的反射望远镜

  19世纪中叶以后,随着科学技术的发展和工艺制造水平的提高,使人们建造大型精密的望远镜成为了可能。1917年,胡克望远镜在美国加利福尼亚的威尔逊山天文台建成。它的主反射镜口径为100英寸。正是使用这座望远镜,美国天文学家埃德温·哈勃发现了仙女座星云其实是由大量恒星组成的,而且距离远远超过银河系的尺度。人们终于知道银河系外“天外有天”的事实了。

  从地面到太空

下一代太空望远镜 2007年5月10日,美国宇航局在华盛顿国家广场向媒体和公众展示了下一代太空望远镜——詹姆斯·韦布太空望远镜的仿真模型。韦布将于2013年进入太空,接替“年迈”的哈勃望远镜。这是詹姆斯·韦布太空望远镜在太空工作的假想图。

  1929年,哈勃的重要发现,为现代宇宙学奠定了观测基础,并激励了全世界建造更大望远镜的决心——射电望远镜的发明,为如同被关在黑屋子里窥探外界的人类打开了一扇大窗;而空间望远镜的发射,更激发了无数人对探索宇宙的渴望。

  二战期间,英国人发现雷达信号会受到来自太阳黑子和耀斑的干扰。战后雷达变身为射电望远镜,给天文望远镜的发展带来了一次飞跃。不过由于地球大气的影响,大部分短波长的紫外线及X射线无法到达地面。为了要观测它们,唯一的办法是到大气层外去。航天技术给望远镜带来了最彻底的一次飞跃。

  1990年4月25日,由美国宇航局主持建造的巨型空间天文台——口径2.4米、工作波长从紫外到近红外的哈勃空间望远镜,由航天飞机运载升空。它耗资30亿美元,是目前所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受公众注目的一项。由于可以不受地球大气的干扰,哈勃望远镜的图像清晰度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍,被视为全球最大和最精确的天文望远镜,10多年来解开了很多宇宙的谜团。2007年12月,美国宇航局宣布将对“哈勃”太空望远镜进行升级。2009年5月,国际空间站的宇航员们将最后一次造访年近20岁高龄的哈勃望远镜,并给它增添一台新的摄像机和其他设备以让它在太空观测工作中发挥更多的作用。随着哈勃的组件日渐老化,退役是迟早问题。2009年3月,美国“开普勒”轨道望远镜将开始一个为期3年的观测计划,在遥远的空间中搜寻更多类似地球的行星。而美国太空总署的詹姆斯·韦布望远镜定于2011年发射升空,预计2013年面世。

  地面望远镜的发展也在一日千里地进步,为了随时校正镜面的重力和温度变形,镜面背后安装了一排排计算机指挥的传感器。而位于智利的由4台8米望远镜组成的VLT望远镜,甚至在激光星的帮助下,使镜面产生相应形变来补偿大气扰动的影响。这些称为“主动光学”和“自适应光学”的新技术使望远镜的分辨率达到和空间望远镜媲美的水平,使人类的视野能够达到遥远的宇宙深处。(刘金玉/整理编译)

欧洲拟建世界最大天文望远镜:欧洲南方天文台(ESO)2006年12月11日宣布,欧洲南方天文台成员国计划投资5700万欧元,建造一个直径达42米的世界最大天文望远镜。这是一张12月11日由欧洲南方天文台发布的该天文望远镜的效果图。

  伽马射线大区域 太空望远镜开工

  ▲美国东部时间2008年6月11日,美国将“伽马射线大区域太空望远镜(GLAST)”送入太空。这台望远镜长约2.8米,直径约2.5米。美国宇航局介绍说,升空大约75分钟后,望远镜将进入预定的距地球表面大约565公里高度的飞行轨道,每隔90分钟绕地球一周。

  GLAST由美国航空航天局联合美国能源部建造,法国、德国、意大利、日本和瑞典5国政府机构及科研组织给予了资金和技术支持。项目总耗资约为6.9亿美元,美国出资6亿美元。

  哈勃太空望远镜名气大

  1998年10月8日,美国宇航局于1990年4月发射的太空望远镜——哈勃,发现迄今最遥远的星系。哈勃望远镜装备的仪器可以帮助天文学家们窥探到宇宙形成后约10亿年时的宇宙早期面貌。2007年1月29日,美国宇航局的官员说,哈勃太空望远镜的高级巡天照相仪由于短路受损,丧失了大部分工作能力。高级巡天照相仪是第三代太空照相设备,包括3台电子照相机及滤波器和分散器等辅助装置。2002年“哥伦比亚”号航天飞机机组人员进行哈勃望远镜太空维修时,将其安装上去。这是2002年哈勃太空望远镜经过维修后飞行在地球上空的资料照片。

  英美居民借“望远镜”隔洋相望

  2008年5月23日,在英国首都伦敦泰晤士河的塔桥附近,人们透过名为“Telectroscope”的望远镜遥望大洋彼岸的美国纽约。两架长11米,高3米的“Telectroscope”望远镜分别被安装在伦敦塔桥和纽约布鲁克林大桥附近,并与光纤网络相连。两地的人们可以通过这两架望远镜,利用光纤成像,看到大洋彼岸的城市风光,还可以与对面的人打招呼,写字留言。

(责任编辑:罗园)
 
自从伽利略发明天文望远镜以来,光学望远镜经历了一次又一次的变革。从小口径望远镜到大口径望远镜,从折射望远镜到反射望远镜,威力不断增加。从用来观察遥远物体到探索浩瀚太空,天文学也随之取得了长足进步……
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光学望远镜的历程
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  望远镜的童年( Q$ t8 W5 w" \& C4 ~
  偶然的发现
. x& g6 Q" G+ ?  B, V0 {0 [  人类从很早的时候起,就注意到了光的折射现象。一根直棍斜着浸入水中,它仿佛就在空气和水的界面处弯折了。把它取出水面,看到的还是一根直棍。弯折的并不是棍,而是光。5 [* B) M( l! L  L* B2 ~
  光在空气中传播,如果射到一块表面弯曲的玻璃上,那么垂直于曲面入射的光线将会进入玻璃继续沿直线传播,而不发生折射。但是,如果玻璃表面是凸的,它向着光源鼓起,那么射在偏离曲面中心某处的光线,将会倾斜地进入玻璃,并朝中心方向弯折。光的入射点离曲面的中心越远,就折射得越厉害。结果,射到曲面玻璃上的光就会聚到了某个“焦点”或焦点附近。3 j2 G1 l: Y! f
  人们肯定早就知道放大现象。例如,树叶上的露珠可以放大树叶的叶脉图案。如果太阳光穿过一个注满水的球形玻璃容器,那么原本布及整个球面的光线就会聚集到焦点上,使位于焦点处的物体变热,甚至燃烧发出火焰。相传古希腊科学家阿基米德就曾用这种“燃烧玻璃”烧毁了围攻其故乡西西里岛叙拉古的罗马舰队。虽然这在事实上几乎不可能,但因古罗马哲学家塞涅卡记述了此事,它便成了著名的历史传说。
8 e! X4 v1 W; p! b8 V: [  13世纪的英国学者罗杰.培根已经利用放大镜来帮助自己阅读,并建议人们戴上透镜以改善视力。在意大利,公元1300年前后就开始用凸透镜制作眼镜了,这对老年人很有用,故俗称“老花镜”。反之,凹透镜则有助于纠正近视。公元1450年前后,近视眼镜开始付诸实用。眼睛的种类很多,总的说来,如果透镜的中央部分比边缘薄,那么它将有助于纠正近视;如果中央比边缘厚,则有助于纠正远视。
+ @* j8 n" W( \! v5 S) ^8 ]  在16世纪,荷兰人很善于制造透镜。相传就在一家荷兰眼镜店铺里,偶然有了一项新发现。8 n7 S+ {* i5 Y7 v2 J
  地处阿姆斯特丹西南约130千米的米德尔堡市,有一位名叫汉斯?利帕席(Hans Lippershey)的眼睛制造商。1608年的某一天,学徒趁他不在,闲暇之余通过那些透镜窥视四周自娱自乐。最后,这个徒弟拿了两块透镜,一近一远地放在眼前,结果惊讶地看到远处教堂上的风标仿佛变得又近又大了。
5 ~+ l( U$ E0 n8 s8 g  利帕席立刻明白了这项发现的重要性,并且认识到应该将透镜安装到一根金属管子里。他将这种装置称为“窥器”(looker)。后来,人们还曾称它为“光管”(optic tube)或“光镜”(optic glass)。直到1667年,英国诗人约翰?弥尔顿还在他的名著《失乐园》中,把这种仪器称为“光镜”。另外,也有人建议将其称做“透视镜”(perspective glass)。6 v" ?. ~, S$ h# |4 c: o8 X
  不过,早在1612年,希腊数学家爱奥亚尼斯?狄米西亚尼就建议使用“望远镜”这个名称了。英语中,望远镜称为telescope,它源自希腊语中的tele(意为“遥远”)和skopein(意为“注视”),也就是说,它使人们能够注视遥远的物体。1650年前后,这一名称站住了脚。
$ w) m& K* W  q9 K  利帕席将望远镜奉献给荷兰ZF,用作战争装备。那时,荷兰为了赢得独立,已经与西班牙苦战了40年。荷兰主要靠海军抵抗西班牙的优势兵力,从而得以生存。望远镜使荷兰舰队早在敌人看见他们之前,就先发现敌人的船只,从而使已方处于优势地位。
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将望远镜指向天空

  将望远镜指向天空, F0 d' f# O; s( A" I
  将望远镜用于探索宇宙的奥秘,要归功于意大利科学家伽利略。1609年5月,45岁的伽利略访问威尼斯,在那里听说有个荷兰人把两块透镜放进一根管子,从而发明了望远镜。按照他本人的说法,他思考后在一天之内就发明了自己的望远镜。他把一块凸透镜和一块凹透镜装进一根直径4.2厘米的铅管两端,使用时凹透镜在靠近眼睛的一端——它是“目镜”,凸透镜则靠近被观测物体的一端——它是“物镜”。
" ~8 P7 @: k  N  伽利略的那些望远镜,是人类历史上的首批天文望远镜,其性能也许还比不上现代的高品质观剧镜。然而,当伽利略将它们指向天空时,人类对宇宙和自身的看法就开始发生彻底的改变了。
( B2 ]9 R9 ~4 }6 V1 Z  伽利略把望远镜指向月球,看见月球上坑坑洼洼,表面布满了环形山。就在地球近旁,便有一个与之相仿的世界,这无疑降低了地球在宇宙中的特殊地位。他又看见太阳上不时出现的黑斑——太阳黑子,日复一日地从太阳东边缘移向西边缘。这就明白地告诉人们,巨大的太阳在不停地自转着,那么,远比太阳小得多的地球也在自转还有什么可大惊小怪的呢?伽利略从望远镜里看到,银河原来是由密密麻麻的大片恒星聚集在一起形成的,而且他还看见了前人从未见过的大量比6等星更暗的星星,这就雄辩地说明了古希腊天文学家并不通晓有关宇宙的全部知识,所以不应盲目接受古希腊人的地心宇宙体系。看来,宇宙远比任何前人可能想到的更加浩瀚和复杂。# O, Y  @$ c) S0 B
  接着,伽利略又把他的望远镜指向行星。1610年1月,他从望远镜中看到木星附近有4个光点,夜复一夜,它们的位置在木星两侧来回移动,但总是大致处在一条直线上,并且始终离木星不远。伽利略断定,这些小亮点都在稳定地环绕木星转动,犹如月球绕着地球转动一般。不久,开普勒听到这一消息,就把这些新天体称为“卫星”,英语中称为satellite,此词源于拉丁语,原指那些趋炎附势以求宠幸之徒。也许,开普勒觉得它们老是围在大神朱匹特——木星身旁,活像一些攀附权贵的小人。如今,这4个天体依然统称为“伽利略卫星”。" L+ {3 [5 L1 h6 X6 I# E$ J1 {. W. E) E
  伽利略卫星是人类在太阳系中发现的第一批新天体。古希腊人关于一切天体都环绕地球转动的想法显然是错了,这4个前所未知的天体不是正在绕着木星打转吗?
, O8 U5 M- L% d3 B  保守分子们硬说这是透镜的瑕疵造成的假象。但是,不久就有一位名叫西蒙?马里乌斯的德国天文学家宣布,他也通过望远镜看见了这些卫星。马里乌斯沿袭用神话人物命名天体的古老传统,按离木星由近到远的次序,依次将这4颗卫星命名为伊俄(Io)、欧罗巴(Europa)、加尼米德(Ganymede)和卡利斯托(Callisto)。他们都是希腊神话中的人物,深受大神宙斯宠爱。如今在汉语中,它们依次称为木卫一、木卫二、木卫三和木卫四。6 L/ l  F: K: l7 B

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美国Yerkes Observatory 40英吋折射镜

  守不住的秘密$ S" w9 G/ E0 t- P( J7 r
  1666年,牛顿用三棱镜分解了太阳光,这使他认识到白光乃由不同颜色的光混合而成。白光经过三棱镜,就会像彩虹那样呈现为一种“红—橙—黄—绿—蓝—靛—紫”的色序。这称为“光谱”,英语为spectrum,它源自一个拉丁词,原意是“幻象”或“幽灵”。$ F; m; j  ]+ r5 z" |6 w
  伽利略的望远镜以光线的折射为基础,称为“折射望远镜”。利用光线的反射现象制成的,则称为“反射望远镜”。人们发现,通过折射望远镜观测天体时,星像周围会出现一种彩色的环,它使观测目标变得模糊了。这种现象叫做色差,伽利略不明白它的起因,当时也无法消除它。
/ @- O: k7 m& {9 T! D6 r  玻璃对不同颜色的光具有不同的折射能力,这叫做色散。红光的折射最少,所以它通过凸透镜后,聚焦在离透镜较远的地方;橙、黄、绿、蓝、靛、紫光则依次聚焦在离透镜越来越近的地方。如果望远镜做得使红光的聚焦最好,那么在红光的焦点处,其他颜色的光已经越过了各自的焦点,物像周围就出现一道稍带蓝色的环边;如果望远镜对紫光聚焦良好,那么在到达紫光的焦点时,其余颜色的光尚未到达各自的焦点,于是物像四周形成一个稍带橙色的环。无论你怎样调焦,都不能完全甩掉这种色环。. K$ h$ l9 s) G+ G/ V
  然而,色差并非不可战胜。设想用两种不同类型的玻璃来制造透镜:先用一块凸透镜使光线会聚,再用一块凹透镜使光线微微发散。光通过这两块透镜后聚集到焦点。当然,由于凹透镜的作用,这时的光线将不如仅仅通过头一块凸透镜时会聚得那么厉害。7 {+ C$ f# s/ J5 M! @% Y
  现在假定,用以制造凹透镜的这种玻璃的色散本领比制造凸透镜的那种玻璃大,也就是它能使红光与紫光分得更开。于是,这块凹透镜发散光线的能力虽然不足以抵消光线穿过凸透镜后的会聚,但是由于其色散大,却可以抵消凸透镜造成的各种颜色的分离。换言之,用两种不同玻璃制成的复合透镜有可能消除色差。6 ~6 W/ w% c$ [& `. V: @, m1 I
  首先想到这点的是18世纪的英国律师兼数学家切斯特.穆尔.霍尔。他发现火石玻璃的色散显著地超过冕牌玻璃,便用冕牌玻璃做凸透镜,用火石玻璃做凹透镜,并且将两块透镜设计得正好能够拼在一起。这种复合透镜就像一个凸透镜那样,能够使光线聚焦,同时它又在很大程度上消除了色差。
4 Y( c; d- I. H  霍尔担心别人捷足先登。为了保守秘密,1733年他作出了这样的精心安排:让一家光学厂商磨制他的凸透镜,同时让另外一家厂商磨制他的凹透镜。他以为这样一来别人就不会知道他的意图了。
5 q4 h( |3 H  y6 i' W) w' T  不料,这两家厂商都很忙。他们不谋而合地将霍尔的任务转包给了第三方——乔治.巴斯。巴斯注意到这两块透镜的主人都是霍尔,而且它们恰能紧紧地密合在一起。很自然地,两块透镜磨好后,巴斯就将它们拼合起来仔细观看一番。他惊奇地发现:彩环消失了!' \/ D# y2 |, m
  霍尔的秘密传开了。光学仪器商约翰.多朗德闻讯后,对此作了透彻的研究,并且奠定了消色差透镜的理论基础。1757年,他用冕牌玻璃和火石玻璃造出了自己的消色差透镜。他干得很出色,并且获得了制造消色差透镜的专利。不过,在他的报告里全未提及20年前霍尔已经做过几乎相同的工作。1758年,多朗德向皇家学会宣布了他的成果,3年后被选为皇家学会会员,并被任命为英王乔治三世的眼镜制造师。
1 |: y' g; E1 `6 v8 n) w  1761年,约翰.多朗德在伦敦去世。4年以后,他的儿子彼得.多朗德又发明了一种性能更好的消色差透镜。它由3块透镜组合而成:一块凹透镜夹在两块凸透镜之间。首先用消色差透镜制造折射望远镜的也是这父子俩,另外还有老多朗德的女婿杰西.拉姆斯登。2 O' ?6 E% T* W* k% M
  人们通常将消色差的功劳归于约翰.多朗德。也有人认为这似乎委屈了切斯特.穆尔.霍尔。不过,平心而论,多朗德的实际贡献要比霍尔大得多。毕竟,使一项新发明尽早尽善地付诸实用,难道不比无谓的“保密”强得多吗?
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帕洛玛山天文台的48英寸施密特望远镜

  另一种望远镜  T  _, m5 S" X- J& F
  多朗德还指出,牛顿关于透镜的色差永远不可避免的观点肯定是错了。这说明,即使像牛顿那样伟大的人物也有可能出错,能够认识到这一点实在是件大好事。0 m! r- X0 Y$ E$ B
  牛顿是个遗腹子,又是早产儿,并且差点夭亡。他年幼时,对周围的一切充满好奇,但并不显得特别聪明。十来岁时,他在学习上似乎还相当迟钝。1660年,牛顿在舅父的促成下进了剑桥大学,1665年毕业,成绩并不突出。接着,为了躲避伦敦大火引发的瘟疫,牛顿回到了母亲的农场。
( z2 U. v  j' _2 W; F  d  就在1665年到1666年这段时间,牛顿在数学方面奠定了微积分的基础,在力学方面奠定了如今我们称为“牛顿力学”的基础,在光学方面奠定了光的颜色的理论基础,并且形成了万有引力定律的基本构想……在一年之中,这个24岁的青年人却作出了如此众多、如此重大的惊人发现,实在是人类文明史上的一大奇迹。后来,人们就把1666年称为牛顿的“奇迹年”。2 t7 \% i* {/ t! ^0 L8 _* K
  1696年,ZF委任54岁的牛顿为造币厂总监,1699年又升任总裁。这两个职位薪俸优厚,地位显赫,只有牛顿才当之无愧。但是,这却断送了牛顿的科学工作。他辞去教授职务,专心从事新职;他改善了造币厂的工艺,令伪造者丧胆。他还任命多年的好友哈雷做自己的下属。& u2 {+ s$ [  Y
  1727年3月20日,牛顿在伦敦逝世,安葬在威斯敏斯特大教堂。他有两句众所周知的不朽名言,一句是“如果我比别人看得更远些,那是因为我站在巨人们的肩上”,出自他于1676年写给胡克(Robert Hooke)的一封信;另外,据说他还说过:“我不知道世人对我怎样看,但在我自己看来,就像一个在海滨嬉戏的孩子,不时为找到一个比别人更光滑的卵石或更美丽的贝壳而高兴,而我面前浩瀚的真理之海,却完全是个谜。”
% ^- F" q/ n# J& A( U0 v6 G" M  现在我们再来看看,牛顿本人为了避免色差,是如何另辟蹊径的。他决定用反射代替折射,走反射望远镜之路。那时的反射镜,镜面都是金属的。
- T5 P3 D  ?3 f  n& B: {- T  从古代起,人们就知道曲面反光镜也可以聚光。平行光线从一个凹面镜上反射,也会发生会聚。反射镜以完全相同的方式反射所有各种颜色的光,因此不会产生色差。
3 e$ j$ v) w0 x& z: \  然而,反射望远镜也有问题:光从镜筒的一端进来,投射到反射镜上,又返回到同一端。俯身在那儿察看物像的观测者本身就会挡住光线的入射。
* m; h6 p3 X' O+ `  为此,牛顿用了两面镜子:主镜是一块球面镜,副镜是一块平面镜。光从一端进入望远镜筒,射到另一端的球面主镜上,经它反射的光在到达焦点之前,又射到小小的平面副镜上。副镜的方向与主镜交成45°角。射到副镜上的会聚光线转过90°反射出来,并进一步会聚而通过目镜,目镜就装在望远镜镜筒边上光线入射处附近。诚然,副镜会挡掉一小部分入射光,但是损失并不大。' W  v5 z1 e4 A( [5 b& \; g
  1668年,26岁的牛顿亲手制成第一架真正投入使用的反射望远镜。它长约15厘米,主镜直径约2.5厘米,看起来像个小玩具。但是,它产生的物像却可以放大40倍。1672年1月11日,他将第二架反射望远镜送达皇家学会,并一直留存至今,其主镜口径为5厘米。
( U" S8 P" O; ~* r2 E& l5 P  反射望远镜面临的困难之一是,不容易获得高反射率的金属反射镜。例如,牛顿本人的镜子只能反射16%的入射光。这就使反射望远镜产生的物像要比同样大小的折射望远镜产生的物像暗淡。其次,金属反射镜会逐渐失去光泽,从而大大削弱反射能力,因此经常需要抛光。折射望远镜则除了偶尔需要清除积尘外,可以一直工作下去。
1 Z- X) h' M3 c* O" U+ d/ V" h2 h& E  在折射望远镜方面,初期的消色差透镜直径很难指望超过10厘米。反射望远镜却能做得更大,因为铸造大块的金属要比制造大块优质的玻璃更容易。况且,玻璃透镜必须整个都完好无瑕,而金属反射镜只要镜面形状确当并具有足够高的反射率即可。  \  K/ c( h9 M
  反射望远镜和消色差折射望远镜各有所长,亦各有所短。它们仿佛在展开一场真正的竞赛:双方都在努力克服自身的缺陷,哪一方取得突破性的进展,这一方就会受到更多天文学家的青睐。到了18世纪末叶,竞争的优势渐渐倒向了大型反射望远镜。, J# U; g$ q, l2 \
  这时,由于威廉.赫歇尔的工作,望远镜和天文学进入了一个新时代。
; D# E" o9 V, L  十八、十九世纪的望远镜
/ X$ L: [! T$ a$ t  赫歇尔兄妹" h+ j: g* w" B
  1738年11月15日,威廉?赫歇尔生于德国的汉诺威城。父亲是军乐队的双簧管手,6个孩子中,威廉排行第三。他15岁就在军队中当小提琴手和吹奏双簧管,志向是当一名作曲家。但是,他又将大量业余时间用于研究语言和数学,后来还加上了光学,并产生了用望远镜亲眼观看各种天体的强烈愿望。
( _7 A# s- _9 z, C/ K1 v  1756年,七年战争来临了。战争的起因是英国与法国争夺殖民地以及普鲁士与奥地利争夺中欧霸权。结局是普鲁士战胜奥地利,成为欧洲大陆的新兴强国;英国战胜法国,获得法属北美殖民地,并确立了在印度的优势。威廉厌恶战争,遂设法于1757年脱离军队,偷渡到英国,先是在利兹,后来又到了胜地巴斯。音乐天赋帮助威廉?赫歇尔在巴斯站住了脚。到1766年,他已经成为当地著名的风琴手兼音乐教师,每周指导的学生多达35名。# z  p8 d) X# c9 R0 {8 ]
  当时的英国正处于汉诺威王朝前期。先前,1714年8月,英国斯图亚特王朝的安妮女王驾崩,因无后嗣,而由54岁的乔治一世继位。乔治原是汉诺威选帝侯,他不会讲英语,只好用法语与臣下交谈。1727年,乔治一世回到汉诺威,因中风于6月11日亡故,刚好死在他出生的那间房间里。
: N- j8 K; S" z4 M) m7 m+ Z: }' x  乔治一世之子继任英王,是为乔治二世,1727年~1760年在位。他热爱军事,是最后一位出现在战场上的英国国王。他还热爱音乐,是德国音乐家亨德尔的赞助人。1760年,乔治二世心脏病发作去世,其孙子继位为乔治三世。后者生于1738年,与威廉?赫歇尔同庚,在位长达60年之久。: v3 {) q+ [6 _- h: _: [: m
  威廉?赫歇尔的妹妹卡罗琳比他小12岁,1750年3月16日生于汉诺威,排行第五。1772年,威廉回汉诺威呆了一段时间,然后卡罗琳便随他到了巴斯。她天生一付好歌喉,到巴斯后就接受歌唱训练,每天至少上课两次,同时向威廉学习英语和数学。她不仅悉心料理家务,而且用极详细的日记,留下了威廉整整50年的工作史。当威廉整天不停地磨镜,因而无暇腾出手来吃饭时,卡罗琳就亲自一点一点地喂他吃东西。0 D: s7 b" H- p8 ~- Y7 P' i
  威廉.歇尔于1773年用买来的透镜造出了自己的第一架折射望远镜,焦距1.2米、可放大40倍。接着,他又造了一架9米多长的折射望远镜,并且租了一架反射望远镜来进行对比,结果对后者极为满意。从此,他就潜心于制造反射望远镜了。
0 Q2 k  k5 v% C. Y8 E; }% F: Z  到1776年,威廉已经制造出焦距3米和6米的反射望远镜。有了精良的武器,他便从1779年开始“巡天”观测。他特别关注近距双星,即天空中看起来靠得特别近的两颗星。两年后他编出第一份双星表,共列有269对双星,1781年由英国皇家学会出版。
) l+ V' T; w- Q$ \5 s, E. ]  1781年3月13日,威廉在人类历史上破天荒地发现了一颗比土星更遥远的新行星——天王星。乔治三世为自己的汉诺威同乡取得如此辉煌的成就满心欢喜,便宽恕了赫歇尔早年擅离军队的过错,并任命其为御用天文学家,从此威廉就不再靠音乐谋生而专致于天文研究了。' ]2 G0 n) Y4 M6 v
  1782年下半年,威廉应国王邀请,移居位于伦敦西面、温莎东侧的白金汉郡达切特。4年后,他编制出第二份双星表,其中包含434对新的双星。他努力研究恒星的空间分布,成了研究银河系结构的先驱。他于1784年向皇家学会宣读了论文《从一些观测来研究天体的结构》,首次提出银河系形状似盘,银河就是盘平面的标志。在广阔无垠的恒星世界中,太阳系只是微不足道的沧海一粟。早先,哥白尼将地球逐出了“宇宙的中心”;如今,赫歇尔又将太阳逐出了这一特殊地位。) R& K- s! ]6 @
  1786年,他发表了《一千个新星云和星团表》,除了梅西叶和其他人已列出的以外,还收录了他本人的全部新发现。在所有这些繁重的工作中,威廉都得到了卡罗琳的全力帮助。移居达切特后,卡罗琳便完全从事天文工作了。威廉亲自教她观测,并给她一具小望远镜去搜索彗星。) y$ r2 [. s2 j# ?
  1786年4月,威廉移居温莎以北不远的白金汉郡斯劳。在这里,他造出一架口径达1.22米、焦距达12.2米的大型反射望远镜。它是18世纪天文望远镜的顶峰,一时间成了备受推崇的珍奇,乔治三世和外国的天文学家时常会来瞻仰。威廉将国王给他的津贴,全部用于维护望远镜以及支付工人的工资。他的经济状况依然拮据,有一段时间不得不继续制作和出售望远镜。直到1788年,他50岁时娶了一位有钱的寡妇,情况方始彻底改观。
, {& q( q" ^: l' M$ @; ^  a  卓越的成就
( N) s8 J  ~9 w: S# I/ O% z  对一架望远镜而言,凡是由于光线不能严格地会聚于一个焦点而造成的各种缺陷,包括色差在内,都统称为“像差”。无论是折射镜还是反射镜,它们的表面最容易磨制成球面;而即使是同一种颜色的光线,经球面折射或反射后,也不可能全都聚集到一个严格的焦点上。这种像差称为“球差”。此外,还有彗差、像散等等。
& X9 t8 J# b5 a" u  早期使用折射望远镜的人意识到,为了尽量减小像差,就应该采用表面弯曲程度非常小的透镜。它们使光线产生的弯折非常小。但是,要使这些稍微弯曲的光线会聚到焦点,就必须经过很长很长的距离。0 G0 ^, W; K0 d8 r6 ]
  例如,在赫歇尔之前一个多世纪,第一代卡西尼在巴黎天文台建造了一些长镜身的折射望远镜,最后一架的长度超过了40米!世界戏剧史上的重量级人物、年长卡西尼3岁的法国喜剧作家莫里哀把这些仪器称为“大得骇人的望远镜”。在荷兰,惠更斯也制造了一系列镜身越来越长的望远镜,最后一架长达37米。他的成就鼓舞了但泽的赫韦留斯,后者于1673年造出一架长达46米的折射望远镜。
. x  w+ F5 `: O6 U- v  如此之长的金属镜筒必将重得根本无法操纵,所以赫韦留斯改用木头来固定透镜的位置。惠更斯则干脆省去了镜筒,他把物镜装入一根短金属管,然后接到一根高高的杆子上,并可以从地面上操纵。目镜装在另一根小管子里,置于一个木支架上。目镜和物镜之间有一段绳,拉紧时可使两者对准。这种长镜身望远镜使用起来很不方便,但是在更好的替代品问世之前,天文学家们还得依靠它们继续奋战。
8 [& ?' Z, R% O. _9 k- z2 C  幸好,在折射望远镜中,借助于不同玻璃制成的两块透镜的巧妙配合,既可以消除色差,还能同时消除球差。在反射望远镜中,恰当地改变副镜镜面的形状,同样也可以消除球差。因此,自从消色差透镜的秘密公开后,长镜身的折射望远镜便寿终正寝了。" k) s) L* Q/ x: H
  赫歇尔利用他那些反射望远镜对太阳系进行广泛的研究。1787年,他发现了天王星的2颗卫星,后来分别称为天卫三和天卫四。1789年,他将那架1.22米望远镜瞄准土星,当晚就发现了土星的2颗新卫星——土卫一和土卫二。同年,他发表了《又一千个新星云和星团表》。
" w% x; C- h( i5 K; Y  \  移居斯劳后,卡罗琳?赫歇尔先后发现了8颗新彗星。其中1795年那颗就是著名的恩克彗星,德国天文学家恩克于1819年计算出它的轨道,证明其运行周期仅为3.4年。它是人们发现的第一颗短周期彗星,也是继哈雷彗星之后第二颗被预言回归的彗星。9 O, i: ?9 s3 U$ c
  1801年,威廉?赫歇尔在拿破仑战争的一个短暂间歇期访问了巴黎,会见了拿破仑本人。他发觉拿破仑有时会不懂装懂,故对其印象不佳。1802年,威廉发表了他的又一份星云星团表。1819年,81岁的他进行了最后一次天文观测。1821年,他被选为英国天文学会(后来变成皇家天文学会)的第一任主席。1822年8月25日,84岁的威廉在斯劳与世长辞。他是历史上最伟大而全能的天文学家之一。
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威廉死后,卡罗琳在1822年回到阔别半个世纪的故乡汉诺威,以72岁高龄继续编纂一份包括她哥哥观测过的全部星云和星团的表。1825年完工后,她将手稿寄给侄儿约翰,这对后者乃是一份无价之宝。1835年,85岁的卡罗琳被选为英国皇家天文学会名誉会员。这是一种破格的荣誉,因为当时依然限定会员只能由男子当选。1846年,96岁的卡罗琳接受了普鲁士国王授予她的金质奖章。1848年1月,终身未嫁的卡罗琳在汉诺威逝世,享年98岁。
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  威廉的独生子约翰?赫歇尔1792年3月7日生于斯劳,1807年入剑桥大学圣约翰学院,学业极佳,1813年毕业。他早期的数学工作已颇有水平,21岁便当选为皇家学会会员。可即使如此,他却转而去学习法律了。1816年,24岁的约翰回到斯劳,接替78岁高龄的父亲承担大量的观测工作,在父亲指导下制造望远镜,同时还继续研究纯数学。约翰是英国天文学会理事会创始人之一,而且是它的第一任国外书记。0 ]7 M0 n5 e$ @2 |7 ~/ ~7 \
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  为了将父亲的巡天和恒星计数工作扩展到南天,约翰于1834年初携妻子和3个孩子前往非洲好望角,在那里工作了4年。他历时9年编纂的《好望角天文观测结果》是一部杰作,于1847年发表。1848年,约翰?赫歇尔当选皇家天文学会主席。他于1849年写成的《天文学纲要》在几十年内一直是普通天文学的标准教本。此书由李善兰和伟烈亚力(Alexander Wylie)合译成中文,书名易为《谈天》,1859年由上海墨海书馆出版。书中关于哥白尼学说、开普勒行星运动定律和牛顿万有引力定律的介绍,令当时的中国人耳目一新。1871年5月11日,79岁的约翰在肯特郡逝世,安葬在威斯敏斯特大教堂中离牛顿墓很近的地方。
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  赫歇尔一家在英国天文学史上的权威地位几乎长达一个世纪。英国皇家天文学会的饰章图案就是威廉那架巨炮似的大望远镜。1839年,这架劳苦功高的仪器终于变得摇摇晃晃、危在旦夕了。于是,人们把它拆卸、放倒,约翰率领家人进入镜筒唱起了安魂曲。在一次暴风雨中,一棵大树倒在上面,损伤了镜筒。那面巨大的金属反射镜,最终也被砸坏了。
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) l: i( f' \1 u4 X9 Y' i  赫歇尔的辉煌时代虽已成为过去,更大更好的望远镜却还将不断涌现。
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牛顿望远镜
  折射望远镜的巅峰
# Q, J5 ?8 j3 m' ~' L  折射望远镜曾经为天文学带来了众多的新发现。对此,我们可以再次从伽利略说起。1610年,伽利略从望远镜中看到,土星两侧仿佛各有一个附属物。他想,也许它们是土星的卫星吧?然而,日复一日,这两个附属物却越缩越小,两年后,竟然完全消失不见了。更使伽利略大惑不解的是,1616年,那些奇怪的附属物又在他的望远镜中出现了。这位科学老人终其一生也没弄明白那究竟是什么东西。2 D7 Q. d3 C7 Z' e2 Q; r
  1629年在海牙出生的惠更斯热衷于研磨透镜,并得到犹太裔的荷兰著名哲学家、技艺高超的磨镜行家斯宾诺莎的帮助。惠更斯的望远镜远胜于伽利略的那些,这使他在1656年终于看清,那些奇怪的附属物原来是环绕土星的一圈光环。惠更斯正确地解释了土星光环形状不断变化的原因:它以不同的角度朝向我们,当我们朝它的侧边看去时,薄薄的光环便仿佛消失不见了。
* h5 a/ Y: V( a, k6 u  1655年3月25日,惠更斯发现了土星的第一颗卫星,它被命名为泰坦。泰坦是一个巨人神族。他们都是天神和地神的孩子,每个成员又各有自己的名字。后来,新发现的土卫越来越多了,泰坦被编号为土卫六。它是一颗巨大的卫星,每16天就绕土星转一圈。今天我们知道,其大气组成成分与地球大气相仿。, p' s9 g5 t9 }  G6 D
  然后,卡西尼于1671年10月发现了土卫八,1672年12月发现了土卫五,1684年3月又发现了土卫三和土卫四。1675年,卡西尼发现土星光环中有一道又细又暗的缝隙,后来称为卡西尼环缝。环缝外侧的那部分光环叫做A环,环缝里侧的部分则叫B环。1837年,恩克又发现A环内部还有一道缝隙,后来称为恩克环。* w" B' ~" E- D8 u
  1898年,美国天文学家威廉?亨利?皮克林发现了土卫九。它到土星的距离远达1300万千米,为月球到地球距离的33倍有余。它是19世纪发现的最后一颗卫星,也是人们使用照相方法发现的第一颗卫星。, g1 _" b4 H% i  S" x
  19世纪初,年轻的德国光学家夫琅和费制成一块直径24厘米的优质透镜,用它造出了当时世界上最大最好的折射望远镜。望远镜装在一根轴上,使之可以俯仰;轴又装在一个轮子上,使之可沿水平方向转动。夫琅和费为它设计的平衡装置非常精妙,以至于用一个手指就可以推动这架镜身长4.3米的折射镜。" \- N5 s( a5 G/ K2 _
  也是在19世纪上半期,一个只有几十年历史的新兴国家——美国加入了天文望远镜的竞赛。一位钟表匠威廉?克兰奇?邦德自学成材,于1847年被任命为哈佛学院天文台台长。他是天体照相技术的先驱,致力于将天体的像聚焦到照相底片上,而不是聚焦在眼睛的视网膜上。1849年12月18日,他用一架公众捐款建造的38厘米折射望远镜,拍摄了月球照片。在20分钟曝光期间,望远镜靠钟表机构带动,始终对准月球。这张照片太逼真了!他的儿子乔治?菲利普斯?邦德把它带到在伦敦“水晶宫”举办的第一届万国博览会上,引起了巨大的轰动。/ \+ i- S5 x0 i( }& P
  以肖像画为业的美国人阿尔万?克拉克渴望磨制透镜。他仔细考察了邦德那架38厘米的折射镜,并检测了它与理想状况的微小偏离。然后,他关闭画室,潜心研究怎样才能磨制出比它更好的透镜。后来,他在儿子阿尔万?格雷厄姆?克拉克的帮助下开了一家工厂。1870年,克拉克父子接下美国海军天文台建造66厘米折射望远镜的定单。它的透镜重达45千克,镜身长13米,质量极佳。
& z3 k) _: t7 n  美国金融家利克在1849年加利福尼亚黄金热期间,在不动产方面赚了不少钱。他渴望为自己树碑立传,便于1874年宣称,将留下70万美元——这在当时远比现在值钱得多,用来建造一架比当时所有的天文望远镜都更大更好的望远镜。工作主要由小克拉克承担,14年后,一块口径91厘米的透镜终于制成,并装入长18.3米的镜筒。这架折射望远镜被命名为利克望远镜,于1888年1月3日正式启用。利克几年前就去世了,根据他临终时的要求,他的遗体埋在安装望远镜的基墩里。它所在的那个天文台坐落于加利福尼亚州北部圣何塞以东21千米的汉密尔顿山上,被命名为利克天文台。
5 N! f. O6 |1 f' _; C  1892年,天文学家巴纳德使用利克望远镜发现了木星的第五颗卫星,即木卫五。它的直径只有110千米,还不及北京到天津那么长。木卫五离木星表面仅108000千米。发现这样又小又暗的天体——况且它又如此接近木星本身占压倒优势的光辉,必须拥有极好的透镜和极敏锐的眼睛,巴纳德很幸运地两者兼备了。木卫五是用眼睛发现的最后一个太阳系天体。此后,这类发现就要归功于望远镜上的照相设备以及空间时代更新颖的技术了。4 W8 j# x2 r: Q- y  v- j3 X
  南加利福尼亚大学想要拥有一架比利克望远镜更好的折射望远镜,遂向克拉克订购一块102厘米的透镜。但是,在克拉克为此投入2万美元之后,这所大学却无法筹齐所需的资金。幸好,天文学家乔治?埃勒里?海尔这时前来解围了。2 x& `# p9 ~- |9 l, {; E
  当时,海尔才20多岁,是芝加哥大学天体物理学助理教授。他获悉金融家查尔斯?叶凯士控制了整个芝加哥的交通,用不甚正当的手段赚得了巨额钱财。为什么不想法把这种不义之财用来发展科学呢?于是,从1892年起,海尔就盯上了叶凯士这个猎物。$ r' C% [+ k* u: [9 _
  海尔生于1868年6月29日,从小爱读文学名著和诗。他意志坚强又娴于辞令,在他的不断游说下,叶凯士不由得把钱一点一点地掏出了腰包。最后这位金融家为新望远镜和安装它的新天文台提供的款项总额达到了349000美元。这个数字的实际价值要比今天高得多!1 S: E% E1 T( k7 {0 s! @% \' m. @
  海尔在芝加哥西北约130千米处选了一个地点,叶凯士天文台就建在那里。1895年10月,年逾花甲的小克拉克为海尔磨好了102厘米的透镜,它重达230千克,装在一架长逾18米的望远镜里。整个望远镜重达18吨,但是平衡极佳,用很小的推力就可以让它转动并瞄准天空的任何部分。: ~* k0 ?5 k) l- K% w+ o
  1897年5月21日,这架折射望远镜首次启用。小克拉克在目睹折射望远镜的这一辉煌胜利之后三个星期去世了。今天,叶凯士望远镜和利克望远镜依然在世界上保持着折射望远镜的冠军和亚军称号。1 N: I( H6 O2 Y# m5 S( h
  事实上,折射望远镜已经达到它的巅峰,它的路也走到了尽头。首先,极难得到可供制造透镜的尺寸很大而又完美无暇的光学玻璃。整个19世纪和20世纪的技术进展,并未使造出一块足以超越叶凯士折射望远镜的透镜玻璃变得更容易些。其次,因为光线必须透过整块玻璃,所以透镜只能在边缘上支承。巨型透镜分量很重,得不到支撑的透镜中央部分就会往下凹陷,整块透镜就会变形。透镜的尺寸越大,问题也就越严重。
' Z. o# f7 K, m  F  @/ P  那么,另一方面,反射望远镜的情形又如何呢?: L& c, q" Q+ n% r. d6 I
  从“列维亚森”到帕洛马山( a% M8 H7 ?0 r2 y
  “列维亚森”的时代
3 s  k9 g3 w- h* r3 J  威廉.赫歇尔的金属镜面大型反射望远镜尚“健在”时,就有人决心要在这方面超过他,后者就是爱尔兰人威廉?帕森斯。$ w! u8 Q5 X/ d: t+ w2 t
  威廉?帕森斯1800年6月17日生于英国的约克,1841年,他子袭父位,成为第三代罗斯伯爵,后世天文学家普遍称他为罗斯。1845年,爱尔兰将他选进上议院。他是一位真正的贵族,在著名天文学家中,出自如此“高贵门第”的人为数极少。
, W& v! W6 u& {) K( G  罗斯的最大嗜好,就是建造世界上最大的望远镜。他有足够的金钱,有充裕的时间,有必要的技术知识,还可以训练佃户来干活。他将望远镜安置在自家的领地上,那里的地名叫比尔,几乎位于爱尔兰岛的正中央。遗憾的是,当地气候不佳,故对天文观测很不相宜。6 Q: r" V3 K$ b
  罗斯花了5年时间,才研究出一种适合制造反射镜的铜锡合金。他从1827年开始,先造了一面直径38厘米的反射镜,接着又造了直径61厘米的,1840年又造出一面91厘米的反射镜。1842年,罗斯开始铸造一块直径1.84米的反射镜,它的面积是赫歇尔那架最大的望远镜的2.25倍。那年4月13日,反射镜铸成,然后缓慢地冷却了16个星期。镜面磨好后,刚要装到望远镜上就开裂了。罗斯只好重新铸造,直到第五次才大功告成。, H& _; a- Z# c! t1 J
  这架望远镜的镜筒用厚木板制成,并用铁箍加固。镜筒长17米,直径2.4米。为了挡风,镜筒安置在两道高墙之间。每道墙高17米,长22米,沿南北走向,因此望远镜基本上只能沿南北方向观测,在东西方向最多只能偏转15o。7 _. H  F: y9 p3 F5 }: i
  这块反射镜重达3.6吨,把它装进镜筒很不容易,直到1845年2月才能测试和使用。为了与赫歇尔一比高下,罗斯观测了赫歇尔曾经研究过的各种星云。他发现梅西叶表中的M51看上去像是旋涡状的,遂使人们在1845年知道了第一个“旋涡星云”。1848年,罗斯发现梅西叶表中的头号天体M1内部贯穿着许多不规则的明亮细线。罗斯觉得它很像一只螃蟹,故称其为“蟹状星云”,这个名字一直沿用至今。日后的事实证明,这两项发现都具有头等重要的意义。
$ r# ], T* O5 p! i3 A  罗斯这架巨大的望远镜,通常以“列维亚森”(Leviathan)著称。“列维亚森”原是《圣经?旧约》中描述的一种海怪,中文版《圣经》将它译为“鳄鱼”。它鳞甲坚固,牙齿可畏,鼻孔冒烟,刀枪不入,力大无穷;它视铁为干草、铜为烂木,实为水族之王。后来,英语中就用“列维亚森”来称呼那些庞然大物,例如巨型轮船、强大的国家或极有权势的人。, a- ?. r$ k, v. h( u
  英国酿酒师拉塞尔也想建造大的反射望远镜,就在1844年参观了罗斯的领地,考察“列维亚森”是如何制造的。拉塞尔造了一架口径61厘米的望远镜,继而又造了一架1.22米的反射望远镜。他的镜子不如罗斯的那么大,但在另外两方面却超过了罗斯。
7 D( e  v! ?0 z1 e  首先,拉塞尔率先把夫琅和费装在折射望远镜上的那种装置用到了反射望远镜上,从而使操作变得非常方便。此外,他强烈地意识到,天文台必须建造在大气条件适宜观测的地方,于是把自己的仪器运到当时的英国属地马耳他岛。
1 U/ W9 y/ |" k1 ?9 K' A  罗斯的“列维亚森”存在了60年,它老了,变得摇摇晃晃。1908年,他的一个孙子把它卸了下来。它没有做出太多的天文发现,但为它的制造者增添了生活乐趣。
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海尔的杰作3 f; F2 }) F9 i

  `* `" T1 f6 |! C4 J5 H1 F  金属镜面很重,价格昂贵,易于腐蚀,而且随环境温度变化还会显著变形。于是人们又想到了玻璃,它的重量比较轻,价格低廉,耐腐蚀,比金属更容易研磨成形,经过抛光可以变得非常光洁。但问题在于玻璃很透明,怎样用它来制造反射镜呢?
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  人们发明了在玻璃上镀银的方法。沉积在玻璃上的银膜很牢固,可以轻轻地抛光,从而可以高效地反射光线。20世纪初叶,镀铝技术取代了镀银。铝膜可以将落到它上面的光反射82%,新镀的银膜却只能反射65%。. U* C) n0 l" a: z: q( `
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  1908年,海尔建成一架口径153厘米的反射望远镜。当然,其镜面是玻璃的。它安装在加利福尼亚州帕萨迪纳附近的威尔逊山天文台上。该台于1905年落成,海尔亲任台长。
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$ Q0 `) i; ?! Q  在此之前,海尔已经说服一位洛杉矶商人胡克投资建造一架口径212厘米的大型反射望远镜。胡克急于将自己的名字与世界上最大的望远镜联系在一起,并且不希望很快就被别人超过,所以甚至主动增加了赠款,希望将望远镜的口径增大到254厘米,即恰好100英寸。
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- n* e- i9 v9 @0 Q3 M4 Y  第一次世界大战延误了计划,但后来总算顺利。这架望远镜全重达90吨,于1917年11月启用。它操作方便,能以很高的精度跟踪恒星。长达30年之久,它一直是世界上的反射望远镜之王,并为天文学作出了卓越的贡献。
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  1923年,海尔因身体欠佳退休了。随着帕萨迪纳、尤其是洛杉矶的迅速发展,夜晚的城市灯光严重地威胁着威尔逊山的天文观测。“退休”的海尔又到威尔逊山东南约145千米处另觅了一处台址,它在帕洛马山上,当时人类尚未开发这块处女地。他决定在那儿建一架口径508厘米(200英寸)的反射望远镜,1929年从洛克菲勒基金会获得一笔款子,他便着手干了起来。
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  人们为这项浩大的工程付出了史诗般的巨大努力。508厘米的反射镜比先前任何望远镜使用的镜子更大、更厚、也更重。在这么一大块玻璃中,即使很小的温度变化也会因膨胀或收缩而影响反射镜面的精度。为此,整块玻璃的背面浇铸成了蜂窝状,这使镜子的重量比一个矮胖的实心圆柱减小了一半以上;这种结构使整块反射镜内的任何一点离玻璃表面都不超过5厘米,温度变化将较为迅速地在整块玻璃中达到均衡。浇铸好的玻璃毛坯,在严格的温度控制下花了10个月时间慢慢地冷却;在冷却过程中,附近河流泛滥,镜坯死里逃生,而且它还经受了一次轻微地震的考验。镜坯是在纽约州的康宁玻璃厂生产的,它必须横越整个美国,运到加利福尼亚的帕洛马山;为了稳妥起见,火车昼行夜宿,时速从不超过40千米;它走的是一条专线,以减少遇上桥梁和隧道的麻烦。这块玻璃连同它的装箱,宽度显著地超出5米,经过不少地方时,允许通行的空间往往只剩下了区区几厘米。接下来是长时间的研磨和抛光,总共用掉了31吨磨料。最后成型时,反射镜本身重达14.5吨,镜筒重140吨,整个望远镜的可动部分竟重达530吨!/ ?; n2 t1 K- L: \/ }

/ @$ M1 d0 h8 n8 N- C7 w1 E. |1 F7 a  海尔于1938年2月21日在帕萨迪纳与世长辞,未能目睹这架望远镜竣工。1948年6月3日,人们终于为这具硕大无朋的仪器举行了落成典礼。后来,人们在帕洛马山天文台的门厅中塑了一座海尔半身像,铜牌上写着:
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  “这架200英寸望远镜以乔治?埃勒里?海尔命名,他的远见卓识和亲自领导使之变成了现实。”
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1 H- b5 S; L; l. g2 K  1969年12月,威尔逊山和帕洛马山两座天文台重新命名,统称为海尔天文台。
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- w& ]. ~) H9 t* J* X5 Q  全新的思路* s* K9 x) X0 E! g. U: p0 p

9 R% G# d' C( I! ~' G6 j  天文望远镜的口径越大,收集到的光就越多,就能探测到越远越暗的天体。与此同时,一架望远镜的口径越大,分辨细节的本领也就越高。这对天文观测来说,同样至关重要。
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! l4 M' y6 `3 X0 }3 q  不过,大也有大的难处。大型反射望远镜仅仅对它直接指向的那一小块天空,才能形成优质的星像,才能拍下极其清晰的照片。在这一小块天空以外,拍摄的照片都将因失真太大而无法使用。通常,望远镜的口径越大,每次能够高精度地进行观测的天空范围也就越小。例如,用威尔逊山上那架口径254厘米的胡克望远镜,每次只能观测像满月那么大小的一块天空。海尔望远镜的视场甚至比这更小。如果用大型反射望远镜拍摄星空,每次一小块一小块地拼起来,直到覆盖整个天空,那就需要拍摄几十万甚至几百万次。大望远镜的这一弱点,使它们难以胜任“巡天”观测。) }! h' o, T4 Q3 X* q9 _* }/ O
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  那么,“巡天”究竟是什么意思呢?
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* B# r1 P  J( r. |& c" ^  天文学上最普遍的“巡天”,相当于对天体进行“户口普查”,它为大量天文研究工作提供最基本的素材。正如普查人口之后,就可以根据不同的特征——性别、民族、年龄等,对“人”进行分门别类的统计研究那样,对天体进行“户口普查”后也可以根据不同的特征——亮度、距离、光谱类型等,对它们进行分门别类的统计研究。; @& B1 p: x1 |' u& Z& o
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  要想在不太长的时间内完成一次天体的“户口普查”,望远镜的视场就不能太小,因而其口径就不能太大。另一方面,为了看清很暗的天体,望远镜又必须足够地大。这两者是有矛盾的。那么,有没有可能“鱼与熊掌得兼”,造出一种口径既大、视场也大的新型天文望远镜呢?" L3 M& M8 A6 {2 E  E! K3 t
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  早在20世纪20年代,旅德俄国光学家施密特就开始朝这个方向迈出了第一步。施密特生于1879年3月30日,他接受的正规教育十分有限,但自学光学很有成绩。施密特早年就喜欢做实验,并为此付出了高昂的代价。他把火药塞进一根钢管,然后点燃它,爆炸效果令人满意,但是却炸掉了他的右手和右前臂。后来,他不得不用一条胳膊来研磨他的透镜和反射镜。
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, G3 z) M# M3 n  施密特想出一种同时使用反射镜和透镜的方案。1930年,他研制成功第一架“折反射望远镜”:用球面反射镜作为主镜,在它的球心处安放一块“改正透镜”。改正透镜的形状特殊,中间最厚,边缘较薄,最薄的地方则介于中间与边缘之间。改正透镜设计得使透过它的光线经过折射以后恰好能弥补反射镜引起的球差,同时又不会产生明显的色差和其他像差。这就是所谓的“施密特望远镜”,它使望远镜的有效视场增大了许多。世界上最大的施密特望远镜安装在德国的陶登堡天文台,其主镜和改正透镜的口径分别为2.03米和1.34米。
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  施密特望远镜的视场宽阔,使它在“巡天”工作中起到了无可替代的巨大作用。例如,美国的帕洛马山天文台,以及位于澳大利亚的英澳赛丁泉天文台各用一架主镜口径1.22米的施密特望远镜巡天,记录了全天约10亿个天体的位置、形状等信息。
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8 _6 D- b; @( Z# ]% X% _  施密特望远镜使用了透镜,这使它也像折射望远镜那样不可能做得太大。那么,能不能用一块“改正反射镜”来代替“改正透镜”呢?! c* R2 M+ R. Q6 E
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  如何研制“反射式施密特望远镜”,正是20世纪90年代以来国际天文界共同关心的问题。只有做到这一点,才能将整个望远镜的口径和视场同时做得很大。我国天文学家在这方面的研究处于比较先进的地位。预期在2010年前,反射式施密特望远镜就将成为现实。
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  在一架施密特望远镜拍摄的单张底片上,所包含的星像可多达上百万颗。如果在某张底片上发现了什么特别有趣或者可疑的东西,这时就该进而利用巨型反射望远镜来更加精细地考察它们了。
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  因此,即使有了施密特望远镜,我们也还需要越来越大的反射望远镜。但是,不少科学家认为,材料、设计、工艺、结构等多方面的重重困难,似乎已经使制造更大的反射望远镜成了镜花水月。例如,制造大块光学玻璃本身就是一大难题,而且它只要有极微小——例如温度变化所致——的形变,就会使星像变得模糊,从而使望远镜的威力大减。因此,海尔望远镜在落成后的30年内,始终仿佛鹤立鸡群,没有任何新的望远镜可以与之媲美。1 a4 \% i& ]& }% q( Y
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  苏联人曾经造出一架口径6米的反射望远镜,其镜体重77吨,长25米,整个可动部分重达800吨。1976年,这架6米望远镜终于竣工,可惜其性能并不尽如人意。' o  [1 ^9 L. u: @# o& S: K/ S/ ~2 G
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  然而,人类的认识能力和创造能力是无穷的,天文望远镜的前景依然光明,关键在于设计思想的革命。
现代大型光学望远镜
 
  望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。
  但是,随着望远镜口径的增大,一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨,可动部分的重量为530吨,而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观,温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看,传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比,所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。
  自七十年代以来,在望远镜的制造方面发展了许多新技术,涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限,并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用,使望远镜的设计思想有了一个飞跃。
  从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面;美国的KeckI、KeckII和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。
  优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下,可以将80%的几何光能集中在0″.6范围内,而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80%的光能集中在0″.2~0″.4,甚至更好。
  下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍:
金都天文望远镜
  凯克望远镜(KeckI,KeckII)
  KeckI和KeckII分别在1991年和1996年建成,这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜,因其经费主要由企业家凯克(KeckWM)捐赠(KeckI为9400万美元,KeckII为7460万美元)而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚,将它们放在一起是为了做干涉观测。
  它们的口径都是10米,由36块六角镜面拼接组成,每块镜面口径均为1.8米,而厚度仅为10厘米,通过主动光学支撑系统,使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个:近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。
  "象Keck这样的大望远镜,可以让我们沿着时间的长河,探寻宇宙的起源,Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻"。
  欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)
  欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上,它们均为RC光学系统,焦比是F/2,采用地平装置,主镜采用主动光学系统支撑,指向精度为1″,跟踪精度为0.05″,镜筒重量为100吨,叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵,做两两干涉观测,也可以单独使用每一台望远镜。
  现在已完成了其中的两台,预计于2000年可全部完成。
  双子望远镜(GEMINI)
  双子望远镜是以美国为主的一项国际设备(其中,美国占50%,英国占25%,加拿大占15%,智利占5%,阿根廷占2.5%,巴西占2.5%),由美国大学天文联盟(AURA)负责实施。它由两个8米望远镜组成,一个放在北半球,一个放在南半球,以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制,副镜作倾斜镜快速改正,还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。
  该工程于1993年9月开始启动,第一台在1998年7月在夏威夷开光,第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光,整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。
  昴星团(日本)8米望远镜(SUBARU)
  这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点:一是镜面薄,通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量;二是可实现0.1″的高精度跟踪;三是采用圆柱形观测室,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。此望远镜采用Serrurier桁架,可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。
  大天区多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)
  这是中国已建成的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是:
  1.把主动光学技术应用在反射施密特系统,在跟踪天体运动中作实时球差改正,实现大口径和大视场兼备的功能。
  2.球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
  3.多目标光纤(可达4000根,一般望远镜只有600根)的光谱技术将是一个重要突破。
  LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m,比SDSS计划高2等左右,实现107个星系的光谱普测,把观测目标的数量提高1个量级
最大光学天文望远镜

现代望远镜的新技术
主动光学和自适应光学

对于一架在太空中使用的性能绝佳的望远镜来说,分辨率直接与口径的倒数成正比。而像的角分辨率只受到衍射的限制——我们称之为衍射极限。简单地解释衍射,这是光本身的一种性质。光线即具有粒子性,也具有波动性,他的波动性使得光线在经过一些尺度比本身的波长还小的物体或孔隙时会发生一些奇异的现象。比如来自点光源的光线在经过小孔时,所成的其实并非一个严格的点,而是一个弥散面。这样的弥散面决定了我们在观测遥远的天体时受到了限制。这种限制是来自光的本身,如果排除所有一切其他的影响,这便是人们所能达到的最高分辨率了。

而对于在地面上使用的多少存在一些技术缺陷的望远镜来说,观测远达不到衍射极限的精度,大气的影响和望远镜的质量问题都会扭曲从遥远天体传来的光波,造成成像过程中的错误。我们平时看星星的时候总是发现星星的亮度很不稳定,一闪一闪地仿佛在向自己眨眼睛,那是因为包围我们的大气不稳定所产生的大气湍流造成的。即使是在地球上最好的观测地点,由于大气湍流,地面上可见波段望远镜的角分辨率都无法超过1020cm口径的望远镜。对于一台口径四米的望远镜来说,大气湍流使望远镜的空间分辨率降低了一个数量级(这是和衍射极限相比的),同时星像中心的清晰度也降低了100多倍。为了避免大气湍流的影响,人类发送了哈勃太空望远镜到太空进行观测。除了大气湍流,像质的好坏也受到工业技术问题以及由机械、温度的影响。巨大的镜子会在本身重力的作用下而变形,周围温度的变化也会使镜面产生变形。可想而知镜子的形变直接对成像产生了威胁。


 (一)被动光学

不久以前,天文望远镜依然是一种“被动”的仪器。没有内置的改正仪在观测过程中主动改善像质,能够进行人工调整的时间是在白天或夜幕初垂时。

尽管大家公认大气扰动所造成的影响无可避免,人们做了最大的机械上的改进去修正望远镜本身的错误:光学玻璃的冷加工以及磨光技术均有了改进;坚实的结构和玻璃被用来消除由于重力造成的透镜变形;人们采用了低膨胀系数的玻璃来消除温度所造成的影响;为了消除当地温度的影响,发动机和电子器件的热耗散在夜晚被减到最小。对于这样合理设计并被谨慎使用的中小型望远镜来说,很多方面的不良影响都已经被克服了,像质主要受到大气湍流的影响。


 (二)主动光学

随着20世纪80年代新观念的诞生(为了加强望远镜的集光能力,主镜的口径最好在4m以上),很显然,以上所述的传统的人工维护像质、防止透镜因重力而变形的方法由于受到价格和结构质量的限制已经不再适用。为了改善大中型望远镜的像质,主动光学诞生了:一改过去在观测前手工被动地调整望远镜的作风,人们采用了一种在观测过程中实时自动地用内置光学修正部件调整像质的方法:在望远镜的主镜背后安装上百个促动器,见下图,在观测过程中不断地检测镜面因为重力、风力、温度等因素而发生的形变,然后通过促动器来矫正镜子的形状从而弥补非期望的形变,将镜面的形状保持在最佳状态上。这些修正部件工作在相对较低的频率(≤0.05Hz)。第一架完整的主动光学望远镜——欧洲南方天文台(ESO3.5m的新技术望远镜(NTT),于1989年在智利的拉塞拉天文台(La Silla)投入使用。著名的坐落在夏维夷蒙那亚克山(Mauna Kea, Hawaii)的10m凯克(Keck)望远镜的核心,8.2m口径的甚大望远镜(VLT)也采用主动光学系统。

昴星团望远镜背面的促动器阵列(图片版权:NAOJ


(三)自适应光学

自适应光学的工作原理与主动光学还是比较类似的。但不同的是,自适应光学系统针对的是大气湍流对成像的影响,而非改正重力和温度造成的镜面变形。从遥远的天体到达我们的光波波前经过大气湍流的作用产生了扭曲倾斜,自适应光学依照大气湍动情况利用前面提到的促动器调整反射镜面形,以改正波前,而不是将镜面形保持在最佳状态上。早在1953Horace Babcock就提出了自适应光学,不过这一技术的大范围运用要等到计算机和光学设计技术发达后的20世纪90年代。和主动光学技术比起来,这一技术之开发者的工作是令人畏惧的——想象来自遥远天体的光波穿越了20km的大气湍流层,越过大型天文望远镜,产生了几微米的倾斜。自适应光学系统必须通过分析有限的数据在每一短暂的毫秒内做出新的修正,修正部件工作在相对主动光学更高的频率。自适应光学的另一个复杂因素是:适用于自适应光学的视场大小是相当小的。

考虑到相对较宽的波段和极小的工作视场,自适应光学对镜面形状的改正难以直接应用于主镜,而是采用了一块直径在820cm的小型可变形透镜,这块透镜被安放在望远镜的焦点后方(不过近期来采用大型可变形透镜的可能性也越来越大了)。选择用于矫正形变的促动器数量必须综合考虑各种因素以及可用预算。举例来说,对一台口径8m的望远镜在可见波段(比如0.6/265m)做出近乎完美的改正需要大约6400个促动器,而相同的情况下在波长为2/265m时只需要250个促动器。

自适应光学的控制系统是一台专门的计算机,它通过分析由波前传感器采集的数据来对透镜的形状做出修正,见下图。分析必须在极短的时间内完成(0.51ms内),不然大气情况的改变将使系统的改正因过时而错误。

昴星团望远镜的自适应光学变形镜系统(图片版权:NAOJ


1. 自然引导星

为了实时地做出改正,人们要选择一颗足够亮的引导星来测量大气湍动情况。光波在穿过大气层之前可以认为其波前为平面,随着它穿过大气进入望远镜,它的波前就会受到扰动变得参差不齐。问题的关键是测量这一波前,并且将信息传送到可变形镜面上。为了做到这一点,望远镜焦点附近的分束器会将一部分星光导入波前传感器。目前最广泛使用的波前传感器是沙克-哈特曼(Shack-Hartmann)传感器,它由许多的小透镜组成,每一个透镜都有自己独立的图像探测器。如果一束光的波前是平面,那么经过透镜聚焦之后就会在图像探测器的中央成像。如果光束的波前有一些倾斜,那么其成的像就会偏离中央。测量这些像的位移,就能计算出波前的形状。

除了之前提到的沙克-哈特曼波前传感器,还有一类传感器叫曲率探测系统,它的改正是通过双压电晶片自适应透镜来完成的,透镜由两个压电平面组成。对于这两种方法来说,波前探测的完成都基于引导星。波前扭曲的测量可以在可见波段进行而在红外波段应用,如果参考星很暗的话则直接在红外波段进行。如果要在可见波段进行修正,引导星的亮度应该比在红外波段进行修正时大25倍左右。因此大部分现代天文观测系统被设计用来提供红外波段附近接近衍射极限的星像,同时对可见波段的星像进行部分修正。不过,美国的一些卫星军事系统也提供可见波段的完全修正。

自适应光学除了对引导星的亮度有较高的要求外,由于适用于自适应光学的视场大小是相当小的,于是适用的引导星一般必须距离观测对象较近。

2.激光引导星

为了克服之前谈到的引导星的限制,最有效的方法是人为制造一颗引导星,这也被称为激光导星(LGS, 见下图)。大气中间层的钠原子或一些其他位于低层大气的微粒都能够反射脉动的激光从而造成狭小的光斑。前者反射的光集中在90km的高度(纳共振),后者大概集中在1020km(瑞利漫散)。很显然人造引导星可以被制造得距离目标星无限近,波前传感器通过测量反射的激光来纠正来自目标星光束波前的扭曲。

美国的一些签有军事合同的实验室已经宣布人造激光引导星在60cm望远镜和1.5m望远镜的成功应用。他们都取得了大约0.15角秒的分辨率并证明了激光探测的可能。主动战略防御组织(SDIO)和美国海军宣布在圣地亚哥的一台1m望远镜上像分辨率提高了近10倍。而对于一些用于天文(非军事)的系统来说,美国第一次完成了人造引导星的天文观测,此外还有应用于3.5mARC望远镜的芝加哥自适应光学系统(ChAOS)。

3.小小的总结 

现在,许多大中型望远镜都采用自适应光学系统,举例来说:第一个自适应光学系统——ADONIS,应用于欧洲南方天文台(ESO)的3.6m望远镜;安装于8m北半球双子星(Gemini)望远镜的Hokupa'a自适应光学系统;应用于3.6m加拿大-法国-夏威夷望远镜 (CFHT)PUEO自适应光学系统;第一次实现激光引导星, 安装于西班牙卡拉阿托(Calar Alto)天文台3.5m望远镜的ALFA自适应光学系统;虽然曾经只利用自然引导星做自适应光学改正,但是很快开始使用激光引导星,应用于里克天文台的(Lick)3.5m沙因(Shane)望远镜的LLNL自适应光学系统;还有第一次应用于超大型望远镜凯克2(Keck II)Keck II AO facility。另外有不少望远镜正在建设自适应光学系统,包括应用于甚大望远镜(VLT)的NAOSSINFONI自适应光学系统。

许多最近的天文观测成果都基于新的光学观测技术。尤其是当甚大望远镜(VLT)投入使用后(共干涉观测法带来了更清晰的像质),自适应光学系统显得更加重要。强大的集光能力和极小的分辨率(空间上的和光谱上的)将为未来地面天文观测带来最主要的进步。更深入地,计划和讨论中的巨型光学望远镜(比如OWL)将依赖先进的自适应光学技术来实现全部的天文观测——在这些项目的建设初期望远镜就和自适应光学系统溶为一体。

人造激光引导星,图片版权:Caltech



       本文的主动关学与自适应光学部分参考欧洲南方天文台(ESO)主页的内容。本文已经发表于《青少年天文观测指南》,请不要随意转载。
射电望远镜

射 电 望 远

  射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简,也没有物镜、目镜,它由天线和接收系统两大部分组成。巨大的天线是射电望远镜最显著的标志,它的种类很多,有抛物面天线、球面天线、半波偶极子天线、螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说,就好比是它的眼睛,它的作用相当于光学望远镜中的物镜,它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来,然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多,但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大,从噪音中分离出有用的信号,并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线,天文学家分析这些曲线,得到天体送来的各种宇宙信息。

  灵敏度和分辨率是衡量射电望远镜性能的两个重要指标。灵敏度是指射电望远镜“最低可测”的能量值,这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声、增大天线接收面积、延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力,分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么,怎样提高射电望远镜的分辨率呢?对单天线射电望远镜来说,天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大,目前单天线的最大直径小于300米,对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低,因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说,两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天线的间距一定时,接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度、高分辨率的射电望远镜,才能让我们在射电波段“看”到更远、更清晰的宇宙天体。

  射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的“军转民用”。射电望远镜和雷达的工作方式不同,雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波,射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波。20世纪50、60年代,随着射电技术的发展和提高,人们研究成功了射电干涉仪、甚长基线干涉仪、综合孔径望远镜等新型的射电望远镜。射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号;甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的几台射电望远镜作干涉仪方式的观测,极大地提高了分辨率,使射电波段的分辨率首次高于光学,今天射电的分辨率高于其它波段几千倍,能更清晰地揭示射电天体的内核;综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力,综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。英国射电天文学家赖尔(M.Ryle)因研究成功综合孔径技术,为射电天文学的发展做出重要贡献,获得1974年诺贝尔物理学奖。
美国阿雷西博天文台305米直径的射电望远镜
 
 

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