地基大口徑望遠鏡系統結構技術綜述

張景旭

(中國科學院 長春光學精密機械與物理研究所，吉林 長春130033)

1 引 言

望遠鏡是天文觀測的重要工具，其分辨能力決定著人們可觀測到的宇宙空間的大小。望遠鏡從誕生至今已經經歷了400 余年的發展歷史，其口徑由當初的幾厘米到目前的幾十米，用途也由純天文觀測發展成對地球外層空間人造目標的普查編目、監視定軌及成像識別。自20 世紀70 年代以來，計算機、光學、自動控制、力學和精密機械等領域諸多新技術的出現，使望遠鏡鏡面口徑的局限不再成為無法跨越的難題，并由此降低了望遠鏡造價，簡化了結構。尤其是主動光學技術的應用，使望遠鏡的設計思想得到了飛躍，口徑大、分辨率高、諸位多新技術的應用成為新一代望遠鏡的突出特點。

本文從地基大口徑望遠鏡發展情況出發，通過介紹5 種典型大口徑望遠系統，詳細論述地基大口徑望遠鏡系統結構的關鍵技術。

2 望遠鏡口徑發展趨勢

目前世界上望遠鏡口徑在2 m 以上的約有100 架，其中口徑在3 ～6 m 的約有20 架。從20 世紀90 年代開始，國際上6 m 以上口徑的光學紅外望遠鏡就有13 架投入使用，特別是20 世紀90 年代后期，建成了大批擁有先進技術的8 ～10 m 級紅外和光學望遠鏡。如美國、英國、加拿大合作建成的雙子望遠鏡( GEMINI) ，歐洲南方天文臺的甚大望遠鏡( VLT) ，日本的昂星團望遠鏡( SUBARU) ，主鏡都是薄鏡面，采用主動光學技術，口徑約為8 m，鏡面面形精度極高; 美國的凱克Ⅰ、凱克Ⅱ( Keck Ⅰ、Keck Ⅱ) 望遠鏡口徑均為10 m，設計者運用了拼接技術，主鏡由36 塊六角鏡面拼接組成，每塊子鏡口徑為1.8 m，而厚度僅為10 cm，通過運用主動光學支撐，使鏡面達到了極高的精度。國外用于低軌空間目標成像的望遠鏡主要是美國星火靶場口徑為3.5 m 的望遠鏡( SORT) 和毛伊島的3.67 m 自適應光學望遠鏡( AEOS) 。這兩架大型望遠鏡用于軍事，代表著同類望遠鏡的最高技術水平。

主動光學和自適應光學技術的成熟，為研制更大口徑的地基光電望遠鏡提供了技術基礎。人們普遍認為望遠鏡口徑超過3 m 時，主鏡支撐必須采用主動光學技術，這樣才能克服自身重力和溫度造成的變形。目前，單主鏡最大鏡面為8.2 m的VLT 望遠鏡，采用薄鏡面主動光學支撐技術，對于更大口徑主鏡只能采用拼接技術。國際上正在研究和籌建中的巨型地基天文光學望遠鏡主要有加拿大的20 m 望遠鏡( VOLT) 、美國天文光學中心的30 m 望遠鏡( TMT) 、加州理工大學的30m 望遠鏡( CELT) 、歐洲南方天文臺的42 m望遠鏡( E-ELT) 、日本國家天文臺的30 m 望遠鏡( JELT，次鏡和第三鏡的直徑達到了4 m) 及100 m望遠鏡( OWL) ，它們的主鏡制造都將采用拼接技術。

圖1 為望遠鏡口徑發展趨勢圖［1-2］。

圖1 望遠鏡口徑發展趨勢Fig.1 Development trend of telescope diameter

自1958 年起，我國也啟動了大口徑望遠鏡的研制工作。1989 年，2.16 m 望遠鏡在北京天文臺興隆觀測站安裝調試成功，并于當年12 月參加了14 個國家參與的國際聯合觀測，取得了巨大的成功。2.16 m 望遠鏡主鏡材料采用前蘇聯進口的微晶玻璃整鏡。同期完成的還有安裝在佘山觀測基地的上海天文臺1.56 m 天體觀測望遠鏡，以上兩套設備都采用極軸式跟蹤架結構。1997 年，大天區面積多目標光纖光譜望遠鏡( LAMOST，4 m，拼接式) 獲得國家立項，系統采用主動光學技術，使其同時具有大視場和大口徑的功能，球面反射鏡和主鏡都運用拼接技術。LAMOST 項目的主要關鍵技術之一是在世界上首次實現了在一塊大鏡面上同時應用薄鏡面主動光學技術和拼接鏡面主動光學技術，并在一個望遠鏡光學系統中同時采用兩塊大的拼接鏡面。經過多年的技術攻關，2009 年6 月4 日，LAMOST 終于研制成功并通過國家驗收。LAMOST 的研制規模和技術難度與目前國際上最大的8 ～10 m 級光學望遠鏡相當，關鍵技術處于國際領先水平，為我國研制極大口徑望遠鏡打下了堅實基礎［3-6］。

3 地基大口徑望遠鏡的用途

作為天文學家，使用望遠鏡的目的就是為了觀測，以了解浩瀚宇宙的起源及演化規律，關注國家的位置及可能受到的威脅。利用地基光電望遠鏡，可以看得更遠更清楚。因此，望遠鏡的集光能力及空間分辨力永遠是天文學家所追求的指標。集光能力體現在能發現更遠更暗弱的目標; 空間分辨力體現在看清細節上。

望遠鏡光學系統衍射極限分辨力由式( 1) 來計算:

式中:α 為系統衍射極限分辨力，λ 為波長，D為入瞳直徑。

從式(1) 可以看出，望遠鏡的角分辨力和光學口徑成比例關系。即在波長一定的情況下，口徑越大系統的分辨力越高。當然，口徑越大，收集光能量的能力就越強。那么是否只要將望遠鏡口徑做大就可以滿足系統分辨力的要求呢? 不然，還受大氣湍流的影響。根據式( 1) 計算的當大氣相干長度ro=10 cm 時，幾種口徑系統的衍射極限分辨力及中等湍流強度影響的情況，結果見表1。可以看出，大氣湍流的影響使望遠鏡只能發揮出100 ～200 mm 口徑的角分辨能力，相當于1″～2″的水平。要使大口徑望遠鏡發揮出較高的角分辨能力，必須使用自適應光學技術來克服大氣湍流的影響，因此配置了自適應光學技術的大口徑望遠鏡系統煥發出勃勃生機。另外，利用多臺望遠鏡基線干涉技術也能進一步提高系統的角分辨能力，如歐州南方天文臺的VLTI 系統［7］。

表1 不同口徑望遠鏡在不同軌道高度下的分辨力(ro =10 cm)Tab．1 Diffraction limit of telescopes with different diameters

未來開發全球太空資源的熱潮持續高漲，太空作戰的趨勢愈加明顯，地球外層空間將變成各國新的軍事斗爭領地。空間目標監視系統將在這種新的斗爭形式中發揮基礎和關鍵作用，而大型地基光電望遠鏡將成為空間目標監視系統的主力設備，其作用不可估量。這也是繼天文應用和靶場應用以來，又出現的一個新的應用增長點。

空間目標監視系統必須具備以下功能: 精確探測和跟蹤重要空間目標，確定可能對執行任務的航天系統構成威脅的其他航天器的形狀、尺寸、任務和軌道參數等一系列重要的目標特性; 歸類和分發目標特性數據。空間目標主要指衛星，包括不工作的衛星在內，以及各種空間碎片，如進入空間軌道的保護罩、助推火箭和其它物體。另外，如小行星和彗星等許多進入地球外層空間的飛行物也包括在空間目標范圍內。據有關資料統計，從1957 年10 月到1988 年7 月底，約1.8 萬個空間目標被美國空間跟蹤網跟蹤到，其中1987 年有7 000 多個，工作衛星只占5%，其余均為空間垃圾，如失效的末級火箭、火箭解體后的碎片、衛星及儀器艙蓋。空間目標監視不僅可以預測空間物體的軌道，還有助于確定潛在敵人的空間能力，對己方空間系統遭受的攻擊和有可能發生的碰撞進行告警等，具有重要的軍事應用價值［8-10］。

大型地基光電成像望遠鏡具有以下應用意義:

(1) 滿足重大航天活動需要 地基望遠鏡作為主要的測控手段，是跟蹤觀測航天器并測定其形狀、大小、坐標和運動狀態的主要測控設備，如將來用于飛船的空間交會對接，飛船在軌狀態和返回監視等重大航天活動。

(2) 空間環境監視需要 隨著各國航天事業的發展，衛星軌道受到各種空間碎片的污染，對空間碎片的有效探測和監管是避開其危害，保護航天器或衛星的一種有效手段，大口徑望遠鏡具有強大的探測能力，是空間碎片監測的一種有效工具。

(3) 先進光束控制技術試驗平臺 地基大口徑高分辨率成像望遠鏡的主動光學、自適應光學可以極大提高激光光束控制能力，為激光武器、空間激光通訊、空間目標精確導航和定位等技術試驗和演示驗證提供強大的試驗平臺。

(4) 滿足天文觀測需要 現代天文與空間科學迫切需要研究宇宙深空間的恒星形成與演變，星系分布與結構及演變物理過程對人類的影響與危害，不斷發現新天體和探索宇宙中是否有生命體及人類在宇宙中能否生存，探測威脅地球的近地小行星及研究能否利用宇宙為人類的生產和生活服務等。

4 幾個典型大口徑望遠鏡系統

4．1 AEOS 3．67 m 及SORT 3．5 m 系統

大型空間目標跟蹤望遠鏡AEOS 采用了自適應光學技術，是美國空軍目前最大的空間光學跟蹤裝置見圖2( a) 。該望遠鏡系統的主鏡是一個薄彎月形的整鏡，直徑為3.67 m，次鏡可按照用途進行更換，望遠鏡視場為1 mrad，庫德視場為0.3 mrad，自適應光學補償成像，面型精度為21 nm，有56 個促動器，400 km 軌道衛星分辨力為10 cm。安裝望遠鏡的圓頂直徑為27.4 m，工作時，圓頂整體下降并打開。這樣可使望遠鏡整體外露，以保持圓頂內溫度與周圍一致并消除震動，提高了空間目標成像質量。哥倫比亞號航天飛機失事前4 天，科學家使用3.67 m 望遠鏡長波紅外攝像機成功地拍攝并且記錄了航天飛機的在軌圖片，圖像清晰度極高，成為后期事故原因分析的第一手資料［11-13］。

圖2 AEOS 和SORT 望遠鏡Fig.2 AEOS and SORT telescopes

SORT 3.5 m 望遠鏡是美國空軍實驗室定向能理事會為星火光學靶場研制的大口徑光學演示驗證系統，用于可見光大氣補償研究、近紅外波段激光發射研究及低軌人造衛星成像研究，見圖2( b) 。該望遠鏡主鏡是φ 3.5 m 的硼硅酸鹽材料完整鏡體，輕量化設計，采用56 點主動側底支撐，主動制冷控制，面形精度為18 nm，視場為1 mrad，采用941 圓變形鏡的自適應系統，波前測量速率為1 500 Hz。1997 年9 月首次開展自適應光學試驗，在對800 km軌道高度的人造衛星成像時采用自適應光學技術，分辨力可達30 cm。望遠鏡后端配有庫德實驗室，包含有快速反射鏡、變形鏡、波前控制和目標跟蹤傳感器、高分辨率相機、激光信標及能量注入系統。可開展鏡體控制、鏡體清潔、環境熱控、光學準直、衛星跟蹤、跟蹤架控制、低軌衛星跟蹤及激光反衛和高次波前補償等實驗［14-15］。

4．2 VLT 8．2 m 系統

歐洲南方天文臺于1986 年開始研制4 臺望遠鏡，耗資超過了5 億美元，見圖3。1998 年建成第一架望遠鏡Antu，于1999 年4 月正式投入使用，主要儀器為光學和紅外波段攝譜儀和照相機。1999 年3 月建成第二架望遠鏡Kueyen，于2000年4 月正式投入使用，主要儀器為兩架大型攝譜儀。2000 年1 月建成第三架望遠鏡Melipal，2000年7 月建成第四架望遠鏡Yepun，主鏡表面的研磨精度達到8.5 nm。2005 年和2006 年，歐洲南方天文臺的科學家們在甚大望遠鏡旁建造了3 臺口徑為1.8 m 的輔助望遠鏡，4 臺8.2 m 望遠鏡與這3 臺望遠鏡組成了甚大望遠鏡干涉儀( VLTI) 見圖3。干涉儀的聚光面積不會因為這些輔助望遠鏡的加入而顯著增大，但是基線數目和成像質量將會得到提高。

每個主鏡都是整鏡，口徑均為8.2 m，采用R-C式光學系統，重量為22 t，焦比為F2，厚度為18 cm，下方的主動光學系統安裝了150 個促動器。采用地平式跟蹤架，叉臂重量＜120 t，鏡筒重量為100 t，470 t 重的機架漂浮在0.05 mm 厚的油膜上，可以靈活轉動。4 臺望遠鏡可以獨立工作，也可以作為一個等效口徑為16 m的光學望遠鏡進行聯合觀測。這4 臺8 m 望遠鏡均為RC光學系統，排列在一條直線上，指向精度達到1″，跟蹤精度達到0.05″，主鏡支撐均采用主動光學系統。這4 臺望遠鏡可以組成一個干涉陣，也可每一臺單獨使用，或進行兩兩干涉觀測。

VLT 望遠鏡位于智利安托法加斯塔以南130 km的帕瑞納天文臺，海拔2 632 m，氣候干燥，一年當中的晴夜數量超過340 個［16-19］。

圖3 8.2 m VLT 望遠鏡Fig.3 8.2 m VLT telescope

4．3 TMT 30 m 及E-ELT 42 m 系統

由美國加州大學、加州理工學院和加拿大大學天文學研究協會組成的聯盟聯合建造的30 m口徑望遠鏡( TMT) 2004 年開始規劃，見圖4。于2011 年動工，2018 年完工。該項目預計耗資12億美元。

TMT 直徑為30 m 的主鏡面由492 塊直徑為1.4 m 的六邊形鏡片拼合而成。它安裝了自適應光學系統，能夠隨機調整鏡面狀態。直徑為30 m的鏡面將使TMT 比現有頂級望遠鏡敏感100 倍，能提供大9 倍的觀察面積。TMT 的觀測波段從近紫外到中紅外(0.31 ～28 μm) 。憑借TMT 強大的觀測能力，天文學家們將能夠觀測約130 億光年遠，這意味著他們能夠對宇宙中誕生的首批恒星所發出的光線進行分析，追蹤星系形成和演化的過程，同時還能直接觀測圍繞其他恒星旋轉的行星。這將幫助人類了解宇宙的歷史，解開許多未知的天文謎團。而望遠鏡加配的自適應光學系統將幫助它獲得最高的成像質量。據估計，其成像清晰度將達到哈勃空間望遠鏡的12 倍。

TMT 的設計工作已經完成，建造工作已于2011 年開始，預計2020 年正式投入使用。望遠鏡將建在夏威夷大島上的冒納凱阿火山，這座海拔4 205 m 的死火山堪稱天文學寶地，它的山峰鉆出云端，一年中有300 天視野清晰。大島上人口稀少，在這里觀測不會受到城市照明設施干擾［20-22］。

歐洲極大望遠鏡( E-ELT) ( 見圖5) ，是歐洲南方天文臺即將建造的地面光學天文望遠鏡，其主鏡直徑為42 m，重為5.5 t，由906 塊直徑為1.45 m 的六邊形鏡面拼成，光路上的次鏡直徑達到6 m，三鏡直徑為4.2 m，用于將光線引入自適應光學系統。系統集光面積達到了1 300 m2，建造完成后將成為世界上最大的光學望遠鏡。

歐洲科學家近日決定在智利海拔3 060 m 的阿塔卡馬荒漠高原上建造世界最大的E-ELT 望遠鏡。由于阿塔卡馬荒漠高原具有極端干旱和幽暗的環境，特別適合進行天體觀測。望遠鏡的修建工作已于2011 年開始，預計2018 年完成。

圖4 30 m TMT 望遠鏡Fig.4 30 m TMT Telescope

圖5 42 m E-ELT 望遠鏡Fig.5 42 m E-ELT Telescope

系統的設計成本為8 130 萬美元，制造成本將高達11 億美元。E-ELT 望遠鏡既可以用作普通可視觀測，還可以被用作紅外觀測。該望遠鏡的圖像分辨率將達到哈勃望遠鏡的10 ～15 倍［23-25］。

5 大口徑望遠鏡系統結構特點及關鍵技術

5.1 大型跟蹤架結構技術

大口徑地基光電望遠鏡結構復雜龐大，跟蹤架是其結構主體，其作用在于支撐望遠鏡光學系統及在瞄準跟蹤時實現二維旋轉。因此，大型跟蹤架結構技術是結構系統最主要的關鍵技術。大型跟蹤架技術具體包括:跟蹤架結構形式、大承載能力高精度軸系技術、伺服傳動技術及大型結構件技術等。大型跟蹤架結構形式一般分為: 極軸式跟蹤架、地平式跟蹤架及水平式跟蹤架。對大型跟蹤架的軸承設計要考慮3 個主要因素: 高剛度、高精度及低摩擦。伺服傳動技術主要側重于傳動方式與位置檢測元件的選擇及配合使用問題。可選擇的傳動方式有:蝸輪副傳動、齒輪副傳動、摩擦輪傳動、直流力矩電機直接驅動。可選擇的位置檢測元件有:增量式軸角編碼器、絕對式軸角編碼器、感應同步器、鋼帶編碼器。結構大件的設計主要采用兩種結構形式: 薄板箱型焊接結構和桁架結構。

5.2 主望遠鏡筒結構技術

望遠鏡鏡筒結構涉及主鏡、次鏡及四通( 或中間模塊) 幾個結構組件的連接關系，其作用在于保證主次鏡的相對位置。一般來說，小型光學望遠鏡的鏡筒采用真正的圓筒形設計，由于載荷較小，支撐位置對結構變形的影響不大，有利于保證精度。對于大口徑地基光電望遠鏡系統，當重力方向和鏡筒軸線垂直時( 鏡筒打水平狀態) ，如采用圓筒形鏡筒且在中間位置支撐會造成兩側的主次鏡同時發生下沉或偏擺。這種偏斜的作用相互疊加，會引起望遠鏡的指向誤差及成像點的彗差，嚴重影響望遠鏡的工作性能，因此，望遠鏡鏡筒的結構設計十分重要。

從望遠鏡中心模塊的4 個頂點各向主鏡組件和次鏡組件方向伸出4 個A 形桁架單元，與組件連接后即構成標準的Serrurier 桁架鏡筒結構。基本原理是，這些桁架在中心模塊的交點正好通過水平軸所在的水平面，以避免在中心模塊上產生附加的力矩。當重力的方向與鏡筒的軸線重合時，主次鏡壓縮A 字形的桁架并同時下沉，但鏡筒的軸線保持不變; 當重力的方向與鏡筒的軸線垂直時，由于上下面桁架不支持主次鏡的重量，且桿件的長度不變保證了主次鏡只產生平移運動，而不產生任何的鏡面轉動。主次鏡的重量及產生的彎矩由左右兩側桁架承擔。Serrurier 桁架結構的設計思想是使主次鏡產生相同的下沉位移量。

隨著望遠鏡尺寸的增大，主鏡組件的重量顯著增加，遠高于次鏡組件重量增加的比例，由此導致鏡筒的重心極其靠近主鏡。所以，有些設計將主鏡組件直接緊固連接到中心模塊上，嚴格說，這不是真正的Serrurier 桁架結構設計思想，但由于計算機技術及CAD 技術的發展，通過嚴格的仿真設計仍然可以很好地保證精度要求［26］。

5.3 主鏡支撐技術

主鏡支撐技術是大口徑地基光電望遠鏡系統最關鍵的結構技術之一。隨著望遠鏡技術的發展，望遠鏡主鏡口徑不斷增大，鏡子自重也顯著增大，在望遠鏡工作時其面型精度受制于其自重及溫度引起的變形。如何保持主鏡的面形精度，使其免受自重及溫度的影響或將這種影響降低到可接受的限度是主鏡支撐技術要研究的主題。傳統2 m 級口徑以下的系統，主鏡采用一定徑厚比( 一般1∶6 ～1∶10) 的整塊圓鏡坯，通過中心或邊緣定位及底支撐和側支撐機構來實現主鏡支撐。這種支撐的施力方式為被動加力過程且不具有實時性及可控性，因此，被定義為傳統的“主鏡被動支撐系統”。對于小于30 cm 口徑的主鏡，鏡坯自身剛度很好，可看作剛體，一般采用固定3 點的底、側支撐方案。對大于30 cm，小于2 m口徑的主鏡，鏡體剛度已不能滿足自重抗彎要求，采用簡單的3 點支撐是行不通的。底支撐一般采用基于三點定位原理的whiffletree 無定向板機構形成多點支撐(9 點、18 點、27 點、36 點、54 點等) 或由平衡重杠桿系統及氣、油墊支撐系統加載的鏡體浮動支撐系統。側向支撐常采用邊緣支撐方式及平衡重杠桿機構，側支撐力的合力通過主鏡重心，具有定位和非定位兩種應用。常用支撐形式:推拉支撐、水銀袋支撐、吊帶支撐、V 形支撐及點支撐等。定心中軸承受很小或不承受載荷。

20 世紀70 年代末期，隨著4 m 級、6 m 級、8 m 級( 主鏡整鏡) 及10 m 級( 拼接鏡面主鏡) 以上的大口徑地基望遠鏡系統的提出及工程實施，發展出了主動光學技術并奠定了其理論基礎。這一理論的建立是革命性的，它為大口徑地基望遠鏡的設計制造開辟了廣闊的空間，也使人類探索宇宙的能力提升到了新的高度。主動光學概念的提出源于大口徑主鏡支撐及面形精度保持的瓶頸問題。大口徑主鏡如按常規的徑厚比制造，直接引起結構重量的大幅增加，同時支撐結構剛度變差導致精度保持能力顯著降低。更主要的是材料熱慣量增大帶來的問題，鏡體溫度很長時間都不能與環境溫度保持一致，鏡面時刻處于溫度變形狀態。早期Palomar 5 m 望遠鏡及前蘇聯6 m 望遠鏡利用率不高就是這一問題造成的。主動光學的基本思想是實時檢測望遠鏡的像質或鏡面形狀，實時做出校正，使望遠鏡始終保持優秀的成像質量。根據主鏡的結構可將主動光學分為薄鏡面主動光學和拼接鏡面主動光學。基于主動光學的主鏡支撐理論定義為“現代望遠鏡主鏡支撐理論”。主動光學的主鏡支撐系統采用力型促動器或位移型促動器施力，且由力或位移傳感器實時測量形成閉環控制，因此，加力過程具有實時性及可控性。主鏡薄鏡面的設計加工也具有較大難度，一般多采用薄彎月鏡形式。如AEOS主鏡的口徑為3.67 m，厚度為16 cm( 徑厚比為23/1) ，VLT主鏡的口徑為8.2 m，厚度為18 cm( 徑厚比為46.86/1)［27-30］。

5.4 次鏡支撐技術

在桁架結構或次鏡筒的上端支撐部分為次鏡機構組件，通常包括兩個部分:中心十字支撐結構和次鏡調整機構。中心十字支撐結構一般設計成四翼梁式的圓環結構、基于薄鋼帶預緊原理的方形結構或薄桁架結構，其優點是結構穩定、中心遮擋小和易于加工裝配。經典的四翼梁結構是中心對稱且呈十字型分布的薄板形支承結構，可采用偏置梁片設計來增加其抗扭剛度。在四翼梁的設計中，為了支撐次鏡組件的重量，每個梁均由上下兩個葉片構成垂直于鏡筒軸線的A 字形桁架，且讓次鏡機構組件的重心正好通過四翼梁的中心線，使次鏡不產生偏斜。當然，次鏡組件要進行配平。有的設計將支撐四翼梁的大圓環改為正方形外圈，與四翼梁的葉片組成穩定的三角形結構，此時葉片可改為薄鋼帶預緊的形式。對于超大口徑的次鏡支撐，多采用高強度輕質的碳纖維復合材料，將葉片做成薄片的桁架結構。

次鏡調整機構的功能為:校正傾斜、軸向失焦調整、消除主次鏡位置偏差引起的3 級彗差及紅外調制技術用擺動副鏡實現斬波功能( chopping) 。在帶有自適應光學的系統中，次鏡設計成兼有快速反射鏡的功能。所以，次鏡調整機構至少要設計成3 自由度系統，有的系統采用5 自由度甚至6 自由度的調整機構。典型的6 自由度機構是6 桿萬向平臺機構。1965 年，D.Stewart 提出了6 桿萬向平臺機構的理論，這種機構也被稱為Stewart 平臺。其最大優點是僅僅通過6 根桿件長度的變化就可以實現對所支承平臺各個方向上的所有運動，同時這6 根桿件可以形成3 個三角形的形狀，所以這種結構裝置具有極高的剛度和穩定性。在大口徑地基光電望遠鏡系統中，次鏡調整機構多采用Stewart 平臺方案［31］。

6 結束語

目前，6 m 口徑以上的系統跟蹤架全部采用地平式結構形式，5 m 以下系統跟蹤架采用地平式及極軸式結構。在1990 年以后使用的3 ～8 m口徑的系統，主鏡都采用薄彎月鏡面或蜂窩結構輕量化鏡面。3 m 級以上的系統總重量在70 ～幾百噸;2 m級的系統總重量在20 ～40 t。大口徑地基望遠鏡造價巨大。1980 年以后研制的設備造價和口徑關系約為D245，單位為百萬美元。輔助設施的費用與設備造價相當［32］。

從目前掌握的資料來看，國外已不將2 m 口徑以下的系統看成是大口徑望遠鏡系統。對于國外大型地基光電望遠鏡，2 ～4 m 級系統已成為成熟技術;5 ～10 m 級系統技術趨向成熟;8 m 以下采用整鏡薄鏡面;10 m 以上采用子鏡拼接技術;在30 ～100 m 級巨型系統方面，美國和歐洲正在展開技術競爭。近年來，光學系統也從同軸系統向離軸系統方面發展，并在工程領域中的應用越來越多。作為軍用級的以成像為目的的自適應光學望遠鏡，美國處于領先地位，并研制出了兩套技術完美的實用系統。

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