大口徑望遠鏡的創(chuàng)新嘗試

郭紅鋒

宇宙是浩瀚的，宇宙奧秘是無限的，天文觀測所需要的望遠鏡口徑也是越大越好，但望遠鏡口徑繼續(xù)增大在實際制造中卻遇到越來越多的困難。望遠鏡口徑增大帶來的問題是主鏡大自重也大，因而支撐鏡筒的部件和轉動的部件，以及方方面面的部件都隨之增大，控制運行十分困難，矯正變形也非常不易，以至于大口徑望遠鏡在技術上做得出來但設計效果難以達到（類似蘇聯(lián)的6米反射望遠鏡）。

山重水復疑無路，柳暗花明又一村。科學探索的道路也是一樣，好像望遠鏡口徑擴大的路已經(jīng)走到了盡頭，但創(chuàng)新的路就在腳下。

制造大口徑望遠鏡的技術瓶頸

在我們的望遠鏡系列故事里談到，天文望遠鏡的第一指標是口徑。自從發(fā)明望遠鏡以來，天文學家就致力于建造更大口徑的望遠鏡，以期看到更暗弱的天體和更遙遠的宇宙。

傳統(tǒng)光學望遠鏡的口徑從1609年伽利略望遠鏡的幾厘米口徑，不斷擴大到1948年海爾望遠鏡的5.08米口徑，達到了單口徑光學望遠鏡的極限。雖然在1975年，蘇聯(lián)建造了結構類似、口徑6米的反射望遠鏡，但其觀測效果并沒有海爾望遠鏡好。因此，直到現(xiàn)在人們一直稱海爾望遠鏡為傳統(tǒng)反射望遠鏡的極限，就如同葉凱士望遠鏡是折射望遠鏡的極限一樣。

大口徑望遠鏡創(chuàng)新嘗試

其實，望遠鏡從發(fā)明以后就經(jīng)歷了不斷的改進和創(chuàng)新，比如開普勒改進了伽利略望遠鏡，使其視場更大，觀測更方便;牛頓改進了望遠鏡的光路，制作出了反射望遠鏡，使光路在鏡筒里轉折，鏡筒變短，有利于造大望遠鏡;卡塞格林改進了牛頓望遠鏡的輸出光路，大大方便了現(xiàn)代大型反射望遠鏡及其后端設備的使用;施密特優(yōu)化了折射鏡和反射鏡的參數(shù)，制成了折反射望遠鏡，解決了望遠鏡大口徑和大視場之間的矛盾，等等?，F(xiàn)代望遠鏡發(fā)展出很多新品種和新類型，但殊途同歸，都是為了更有效地接收宇宙天體輻射來的信息。

多鏡面望遠鏡

多鏡面望遠鏡（Mult iple Mir rorTelescope，簡稱MMT）是20世紀70年代發(fā)展的以“化整為零”為理念，用多個小口徑等效一個大口徑望遠鏡的嘗試。MMT項目將多臺小望遠鏡安裝在同一個固定的鏡架上（即一架多鏡），使它們整體一起運動，同時指向同一個目標，然后把各臺小望遠鏡接收到的光束引到一個公共焦點上，經(jīng)過光束合成處理，得到目標的像，達到一架等效的大口徑望遠鏡的成像效果。MMT 的設計理念突破了大口徑望遠鏡的制造瓶頸，這個創(chuàng)新理念影響了后世大口徑望遠鏡的發(fā)展方向。

MMT的工作原理

為了保證各臺小望遠鏡的步調一致、協(xié)同運動，以及光束合成的準確性，MMT在指向和跟蹤天體的全過程中，望遠鏡的安裝鏡架必須高度穩(wěn)定，各臺小望遠鏡的鏡筒還必須高度自動控制。在觀測時，每一臺小望遠鏡的鏡筒實際位置都要由專門的激光束來測定，并將測定結果實時反饋給主控系統(tǒng)的計算機，由計算機實時控制和調整，保證各臺小望遠鏡筒自始至終指向同一目標，最終目的是使光束合成后的星像達到等效大望遠鏡的效果。

世界上第一架多鏡面望遠鏡是在1971年由美國史密森研究所霍普金斯天文臺和亞利桑那大學聯(lián)合研制的，于1979年投入使用，1998年退役。望遠鏡的原始結構由6臺“獨立”的小型望遠鏡筒，安裝在同一支撐結構上的圓形陣列中。6臺望遠鏡都有一個直徑為1.8米的主鏡和各自的副鏡。因為它們都安裝在同一個鏡架結構上，所以能夠一致地指向同一個天空區(qū)域。每一臺小望遠鏡收集的光都通過光學技術合成起來，實現(xiàn)了4.5米口徑望遠鏡的有效收集面積。在1979 年投入使用時，它成為當時世界上第三大光學望遠鏡。

MMT是第一個利用這種創(chuàng)新理念設計大口徑望遠鏡的嘗試，被用作開創(chuàng)性科學技術的試驗臺，它不僅驗證了制造多臺小望遠鏡比制造一臺大望遠鏡容易得多，而且由于結構緊湊使得安裝望遠鏡的建筑規(guī)模也要小得多，當然各種費用和造價也節(jié)省得多。

后面我們會介紹更多具有創(chuàng)新理念的現(xiàn)代大口徑望遠鏡，這些大型科學裝置，正源源不斷地為我們帶來宇宙深處的信息，讓我們理解宇宙運行的原理，洞悉宇宙演化的奧秘。