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世界著名光学望远镜集锦 - Alex Keaver的日志

2011-02-01  精微斋
世界著名光学望远镜集锦
 

1609年,伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜,凹透镜作为目镜,这种光学系统称为折射望远镜。由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜,存在严重的色差,为了获得好的观测效果,需要用曲率非常小的透镜,这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内,天文学家一直在梦想制作更长的望远镜,1757年,杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散,建立了消色差透镜的理论基础,并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此,消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是,由于技术方面的限制,很难铸造较大的火石玻璃,最多只能磨制出10厘米的透镜。19世纪末,随着制造技术的提高,制造较大口径的折射望远镜成为可能,随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的,其中最有代表性的是1897年建成的口径101厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。 

折射望远镜的优点是焦距长,底片比例尺大,对镜筒弯曲不敏感,最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差,同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难,到1897年,叶凯士望远镜建成,标志着折射望远镜的发展达到了顶点,此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜,并且,由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显,因而丧失明锐的焦点。 

除了折射望远镜外还有反射望远镜,第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后,决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。格雷戈里在1663年提出一种方案:利用一面主镜,一面副镜,它们均为凹面镜,副镜置于主镜的焦点之外,并在主镜的中央留有小孔,使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出,到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差,这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜,这在理论上是正确的,但当时的制造水平却无法达到这种要求,所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。1672年,法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案,结构与格雷戈里望远镜相似,不同的是副镜提前到主镜焦点之前,并为凸面镜,这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜反射的光稍有些发散,降低了放大率,但是它消除了球差,这样制作望远镜还可以使焦距很短。卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短,放大倍率也大,所得图像清晰;既有卡塞格林焦点,可用来研究小视场内的天体,又可配置牛顿焦点,用以拍摄大面积的天体。因此,卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。 

赫歇尔是制作反射式望远镜的大师,从1773年开始磨制望远镜,一生中制作的望远镜达数百架。在反射式望远镜发明后的近200年中,反射材料一直是其发展的障碍:铸镜用的青铜易于腐蚀,不得不定期抛光,需要耗费大量财力和时间,而耐腐蚀性好的金属,比青铜密度高且十分昂贵。1856年,德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法,能在玻璃上涂一薄层银,经轻轻的抛光后,可以高效率地反射光。这样,就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。 

1931年,德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜,与球面反射镜配合,制成了可以消除球差和轴外像差的施密特式折反射望远镜,这种望远镜光力强、视场大、象差小,适合于拍摄大面积的天区照片,尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。1940年,马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜,制造出另一种类型的折反射望远镜,它的两个表面是两个曲率不同的球面,相差不大,但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面,比施密特式望远镜的改正板容易磨制,镜筒也比较短,但视场比施密特式望远镜小,对玻璃的要求也高一些。由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点,非常适合业余的天文观测和天文摄影,并且得到了广大天文爱好者的喜爱。 

二战结束后,反射望远镜制造得越来越大,1917年,在威尔逊山上装备了口径2.5米的胡克望远镜,天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置,更为重要的是,哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。1949年,以海耳名字命名的望远镜口径已经达5.08米,它装备在帕洛马山上。其他天文台也在陆续地更新望远镜,1956年,里克天文台装备了直径为3米的反射望远镜。格林尼治天文台为了纪念牛顿,装备了直径为2.45米的望远镜。还有一类是折反射望远镜的发展,由于这类望远镜具有光力强、视场大(可达30°—50°)、像差小等优点,通常用于巡天摄影和观测弥漫星云、流星和人造卫星等。1956年,帕洛马山上就装备了施密特型折反射望远镜望远镜。

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赫歇尔反射望远镜(左1)和胡克反射望远镜(右1和右2)

其次,还有折射望远镜。1897年,美国叶凯士天文台101厘米折射望远镜首次启用,由于折射望远镜对玻璃材料要求非常高,因此,折射望远镜的发展达到了顶点,此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。尽管它比胡克望远镜看得更远,分辨能力更强,但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说:“海耳望远镜就像半个世纪以前的叶凯士望远镜一样,似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了”。在1976年苏联建造了一架600厘米的望远镜,但它发挥的作用还不如海耳望远镜,这也印证了阿西摩夫所说的话。 

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。天体物理的发展就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。海耳望远镜5米的镜头自重达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像质量。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。

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海耳望远镜

拼接技术和主动光学(Active Optics)与自适应光学(Adaptive Optics)就是以上问题的解决途径。主动光学是在20世纪80年代发展起来的,它是在薄型主镜后方设有上百个计算机控制的促动器,随时监测并抵消重力变形、风力干扰和温度波动对成像的影响,调整频率约0.01至1赫兹。自适应光学是海耳天文台的胡瑞斯·拜勃库克(Horace Babcock)于1953年提出的,其原理并不复杂,小型试验也早在20世纪60年代末就在威尔逊天文台进行过,观测对象为木星和土星。不过该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。与主动光学不同,自适应光学是依照大气湍动情况调整反射镜面形,以改正出射波前,而不是将主镜的面形保持在最佳状态上。调整频率可达每秒上百次,调整的对象也不是主镜,而是光路中专门设置的一块变形辅助镜(大口径主镜难以承受高频调整)。使用自适应光学后,望远镜的分辨率可以提高10倍以上。但由于调整频率过高、计算量过大以及对促动器需求量过多,目前自适应光学系统一般仅用于红外观测。根据欧洲南方天文台的估计,如要使用自适应光学进行可见光观测,每架8米望远镜需要6,000余个促动器,成本高不算,如何安置也是个不小的问题。但可见光的自适应光学系统已经为侦察卫星搭载的小口径望远镜所采用。 

主动光学和自适应光学是现代大型地面望远镜的制胜法宝。凭借这两项技术,衍射极限不再是空想,而地面望远镜的表现也足以胜过空间望远镜。当然,技术目前并不成熟,特别是自适应光学,需要解决的问题仍旧很多,激光引导星与多共轭点自适应光学也仍处在发展初期,但凭借主动光学和自适应光学已经取得了许多新发现,而对于未来计划中的数十米乃至上百米的巨型望远镜,这二者更是必备的。 

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大麦哲伦望远镜的主镜(采用圆盘拼接)和凯克望远镜的主镜(采用了蜂窝式的结构)

事实上海耳望远镜就采用了一种新的技术——蜂窝镜坯,即在镂空的蜂窝形玻璃支架的顶部覆盖一层弯曲的玻璃镜面,在保证镜坯刚性的同时大大减轻了重量。当然,当代蜂窝镜坯的制造比当年的帕洛马天文台更进一步,镜坯内有一半以上甚至70%—80%的体积是中空的。其制造过程要涉及背面研磨、水刀切割、超声波加工等技术,最后不同部件的熔融也是至关重要的一步,其中稍有不慎,就会产生衍缝条纹,影响像质。在海耳的时代,派克斯耐热玻璃是大型望远镜镜坯的首选材料。但这类玻璃的耐热是相对的,只是热胀冷缩系数小于普通玻璃而已。如今,大型望远镜口径动辄8米10米,这样大小的镜坯就算采用耐热玻璃,热胀冷缩也是绝对不可忽略的。虽然当下已经有了可以修正镜面形变的主动光学技术和自适应光学技术,更好的解决办法还是控制镜坯材料自身的膨胀率。于是,一系列超低膨胀(ULE)玻璃应运而生。 其中的典型代表是德国肖特集团(Schott)玻璃公司在20世纪60年代末开发的Zerodur微晶玻璃,其控制热膨胀的原理是其中含有结晶相与玻璃相两种不同的成分,前者有负的热膨胀系数,后者则有正的热膨胀系数。如果控制结晶过程进而调节两种成分的比例,就可以将热膨胀系数控制在零左右。 

       我国建造的一架反射施密特望远镜——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,简称为LAMOST)就采用了球面主镜和反射镜均采用拼接技术。LAMOST是一架视场为5度横卧于南北方向的中星仪式的主动反射施密特望远镜,它的光学系统包括:5.72 米×4.4米的反射施密特改正镜MA(由24块六角形平面子镜拼接而成),6.67米×6.05米的球面主镜MB(由37块球面子镜拼接而成)和焦面三个部分。LAMOST望远镜最突出的特点是大口径(4米)兼大视场(5度),以及4000根光纤组成的超大规模光谱观测系统,与国际上同类型的巡天项目相比,观测效率有极大的飞跃。

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 LAMOST天文望远镜

从20世纪八十年代开始,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;美国的凯克I、凯克II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。

1949年,在帕洛玛天文台装备了著名的5.08米口径的海耳反射望远镜。可以说这台望远镜一直占据着统治地位长达50年之久,直到1991年在夏威夷莫纳克亚山上装备的10米口径凯克I望远镜才超越了它。其经费主要由企业家凯克(W.M.Keck)捐赠,因而命名“凯克望远镜”。其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成,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。1996年,凯克II望远镜建成,将它们放在一起是为了做干涉观测。1991年,日本国家天文台在美国夏威夷莫纳克亚山开始建造昴星团望远镜(Subaru)。昴星团望远镜的口径为8.2米的望远镜,昴星团望远镜有三个特点:一是镜面薄,通过主动光学和自适应光学获得较高的成像质量;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。它于1999年1月正式开始进行科学观测。

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 夏威夷莫纳克亚天文台

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拉西拉山观测地(上)和欧洲南方天文台在帕瑞纳山观测地(下) 

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凯克望远镜

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昴星团望远镜(口径为8.2米的望远镜,昴星团望远镜有三个特点:一是镜面薄,通过主动光学和自适应光学获得较高的成像质量;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。)和超大望远镜VLT(由4架口径8米的望远镜组成,其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。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。) 

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双子望远镜Gemini(左边是Gemini North,右边是Gemini_South,由两个8米望远镜组成) 

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多镜面望远镜(MMT) 

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 霍比·埃伯利望远镜(整体镜面直径可达到11米,实际可用的仅有9.2米)

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 南部非洲大望远镜(Southern African Large Telescope,简称SALT,直径为11米的主球面镜,整体镜面实际有效直径为10米)

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加那列大型望远镜(世界上最大单体光学红外望远镜,直径10.4米,是由36个定制的镜面六角形组件构成)世界著名光学望远镜集锦 - Alex Keaver - 凹凸学院

双筒望远镜(每个主镜的直径为8.4米,其分辨率相当于口径为22.8米普通望远镜的分辨率) 

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大口径全景巡天望远镜模拟图(折返射望远镜,直径8.4米,配有一台30亿像素的数字相机,3个晚上能扫描整个天空) 

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斯隆2.5m数字式巡天望远镜(左)和Pan-STARRS1(Pan-STARRS系统共由4台口径为1.8米的天文望远镜组成,每台望远镜上均安装有一部14亿像素的高分辨率的数字照相机。这些望远镜将不停地对天空进行扫描并对太阳系中的数千颗小行星实施持续地跟踪。这4台望远镜都拥有极高的观测能力——可追踪到亮度仅为24等的小行星) 

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巨型麦哲伦望远镜(由7块直径8.4米的镜片组成一台等效口径24.5米的主镜)

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加利福尼亚极大望远镜(30米口径) 

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 大型分割反射望远镜(30米口径)

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 欧洲特大天文望远镜(42米口径)

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100米口径的绝大望远镜(主镜将由3,048块1.6米的低膨胀微晶玻璃镜坯组成。25.6米的附镜由216块1.6米的镜坯组成。另外还有两个8米的矫正镜,其次,还配有4米和2.35米的快速自适应矫正镜。光线收集区达到6,000平方米。)

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100米口径的绝大望远镜 

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