天文望遠鏡演變歷史

蘇門山弟子 2010-09-27

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宇宙大爆炸、黑洞、黑子、太陽系外星球、棕矮星、類星體、宇宙射線、銀河系等一系列有關宇宙和太空的現(xiàn)象與名詞，如果沒有伽利略的發(fā)明也許都將不復存在。望遠鏡已經(jīng)成為人類文化最偉大的奇跡之一，它不僅使天文學發(fā)生了革命而且深刻地影響了其他科學的發(fā)展乃至整個人類社會的進步改變了人類的宇宙觀！為了以紀念伽利略首次用望遠鏡觀測天體400周年，聯(lián)合國把2009年定為國際天文年。

中國古代“望遠鏡”渾儀是古代天文學家使用最廣泛的一種觀天儀器，是天文學家測定天體方位時必不可少的武器。其功能相當于現(xiàn)代的望遠鏡，不過沒有用鏡片，以中空的窺管替代

　　1608年，一名荷蘭眼鏡商發(fā)明了第一架小望遠鏡。次年，著名的意大利科學家伽利略第一次用自制望遠鏡觀測星球，從此人類踏上了探索宇宙的新征程。

伽利略組裝和使用的折射望遠鏡

　　400年來凝聚了人類雄心勃勃的追求與智慧望遠鏡從小口徑到大口徑從光學望遠鏡到全電磁波段望遠鏡從地面望遠鏡到空間望遠鏡——望遠鏡已經(jīng)成為人類文化最偉大的奇跡之一，它不僅使天文學發(fā)生了革命而且深刻地影響了其他科學的發(fā)展乃至整個人類社會的進步改變了人類的宇宙觀！

　　“天外有天”

　　在伽利略之前，沉迷于夜空世界的天文學者只能用他們的肉眼來觀察天空。伽利略自制的望遠鏡所放大的倍率在今天看來小得可憐。但在人類科學史上卻引發(fā)了一場革命。從那以后，望遠鏡口徑的每一次增大，都導致我們認識宇宙眼界的擴展。

　　1608年，荷蘭眼鏡商漢斯·利伯希發(fā)明了一種奇妙的“光管”能夠把遠處物體放大，并為此申請了專利。1609年，意大利物理學家伽利略聽說此事后，就自行制造出了一架小天文望遠鏡。這架望遠鏡口徑4．4厘米，長1．2米，放大率只有32倍，而且視野非常狹窄。但是，伽利略利用它觀測到了月球隕石坑、太陽黑子、木星的4顆衛(wèi)星、土星環(huán)，并指出銀河實際上是由許多恒星構成的。伽利略還觀測到宇宙并非地心說主張的那樣，所有天體都圍繞地球運行。

　　1672年，牛頓提出了一種新的望遠鏡設計概念。區(qū)別于伽利略的折射望遠鏡，牛頓的新望遠鏡使用一面凹透鏡將光線聚集并反射到焦點上，因此被稱為反射望遠鏡。反射望遠鏡的反射鏡就像一個水桶一樣，水桶越大，裝的水越多，反射鏡越大，能夠收集到的光也越多。這種設計使望遠鏡的放大倍率達到了數(shù)百萬倍，遠遠超過了折射望遠鏡所能達到的極限。雖然基本原理一直不變，但牛頓使用的6英寸直徑小銅鏡卻在隨后的歲月里逐漸被更大口徑的折射鏡所取代。1845年，威廉·赫歇爾用自制的望遠鏡發(fā)現(xiàn)了天王星，他還建成了當時世界上最大的反射望遠鏡，首次通過觀測證實了銀河系的恒星呈扁平狀分布。

牛頓設計的反射望遠鏡

　　19世紀中葉以后，隨著科學技術的發(fā)展和工藝制造水平的提高，使人們建造大型精密的望遠鏡成為了可能。1917年，胡克望遠鏡在美國加利福尼亞的威爾遜山天文臺建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，美國天文學家埃德溫·哈勃發(fā)現(xiàn)了仙女座星云其實是由大量恒星組成的，而且距離遠遠超過銀河系的尺度。人們終于知道銀河系外“天外有天”的事實了。

　　從地面到太空

下一代太空望遠鏡 2007年5月10日，美國宇航局在華盛頓國家廣場向媒體和公眾展示了下一代太空望遠鏡——詹姆斯·韋布太空望遠鏡的仿真模型。韋布將于2013年進入太空，接替“年邁”的哈勃望遠鏡。這是詹姆斯·韋布太空望遠鏡在太空工作的假想圖。

　　1929年，哈勃的重要發(fā)現(xiàn)，為現(xiàn)代宇宙學奠定了觀測基礎，并激勵了全世界建造更大望遠鏡的決心——射電望遠鏡的發(fā)明，為如同被關在黑屋子里窺探外界的人類打開了一扇大窗；而空間望遠鏡的發(fā)射，更激發(fā)了無數(shù)人對探索宇宙的渴望。

　　二戰(zhàn)期間，英國人發(fā)現(xiàn)雷達信號會受到來自太陽黑子和耀斑的干擾。戰(zhàn)后雷達變身為射電望遠鏡，給天文望遠鏡的發(fā)展帶來了一次飛躍。不過由于地球大氣的影響，大部分短波長的紫外線及X射線無法到達地面。為了要觀測它們，唯一的辦法是到大氣層外去。航天技術給望遠鏡帶來了最徹底的一次飛躍。

　　1990年4月25日，由美國宇航局主持建造的巨型空間天文臺——口徑2．4米、工作波長從紫外到近紅外的哈勃空間望遠鏡，由航天飛機運載升空。它耗資30億美元，是目前所有天文觀測項目中規(guī)模最大、投資最多、最受公眾注目的一項。由于可以不受地球大氣的干擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍，被視為全球最大和最精確的天文望遠鏡，10多年來解開了很多宇宙的謎團。2007年12月，美國宇航局宣布將對“哈勃”太空望遠鏡進行升級。2009年5月，國際空間站的宇航員們將最后一次造訪年近20歲高齡的哈勃望遠鏡，并給它增添一臺新的攝像機和其他設備以讓它在太空觀測工作中發(fā)揮更多的作用。隨著哈勃的組件日漸老化，退役是遲早問題。2009年3月，美國“開普勒”軌道望遠鏡將開始一個為期3年的觀測計劃，在遙遠的空間中搜尋更多類似地球的行星。而美國太空總署的詹姆斯·韋布望遠鏡定于2011年發(fā)射升空，預計2013年面世。

　　地面望遠鏡的發(fā)展也在一日千里地進步，為了隨時校正鏡面的重力和溫度變形，鏡面背后安裝了一排排計算機指揮的傳感器。而位于智利的由4臺8米望遠鏡組成的VLT望遠鏡，甚至在激光星的幫助下，使鏡面產(chǎn)生相應形變來補償大氣擾動的影響。這些稱為“主動光學”和“自適應光學”的新技術使望遠鏡的分辨率達到和空間望遠鏡媲美的水平，使人類的視野能夠達到遙遠的宇宙深處。（劉金玉／整理編譯）

歐洲擬建世界最大天文望遠鏡：歐洲南方天文臺（ESO）2006年12月11日宣布，歐洲南方天文臺成員國計劃投資5700萬歐元，建造一個直徑達42米的世界最大天文望遠鏡。這是一張12月11日由歐洲南方天文臺發(fā)布的該天文望遠鏡的效果圖。

　　伽馬射線大區(qū)域 太空望遠鏡開工

　　▲美國東部時間2008年6月11日，美國將“伽馬射線大區(qū)域太空望遠鏡(GLAST)”送入太空。這臺望遠鏡長約2．8米，直徑約2．5米。美國宇航局介紹說，升空大約75分鐘后，望遠鏡將進入預定的距地球表面大約565公里高度的飛行軌道，每隔90分鐘繞地球一周。

　　GLAST由美國航空航天局聯(lián)合美國能源部建造，法國、德國、意大利、日本和瑞典5國政府機構及科研組織給予了資金和技術支持。項目總耗資約為6．9億美元，美國出資6億美元。

　　哈勃太空望遠鏡名氣大

　　1998年10月8日，美國宇航局于1990年4月發(fā)射的太空望遠鏡——哈勃，發(fā)現(xiàn)迄今最遙遠的星系。哈勃望遠鏡裝備的儀器可以幫助天文學家們窺探到宇宙形成后約10億年時的宇宙早期面貌。2007年1月29日，美國宇航局的官員說，哈勃太空望遠鏡的高級巡天照相儀由于短路受損，喪失了大部分工作能力。高級巡天照相儀是第三代太空照相設備，包括3臺電子照相機及濾波器和分散器等輔助裝置。2002年“哥倫比亞”號航天飛機機組人員進行哈勃望遠鏡太空維修時，將其安裝上去。這是2002年哈勃太空望遠鏡經(jīng)過維修后飛行在地球上空的資料照片。

　　英美居民借“望遠鏡”隔洋相望

　　2008年5月23日，在英國首都倫敦泰晤士河的塔橋附近，人們透過名為“Telectroscope”的望遠鏡遙望大洋彼岸的美國紐約。兩架長11米，高3米的“Telectroscope”望遠鏡分別被安裝在倫敦塔橋和紐約布魯克林大橋附近，并與光纖網(wǎng)絡相連。兩地的人們可以通過這兩架望遠鏡，利用光纖成像，看到大洋彼岸的城市風光，還可以與對面的人打招呼，寫字留言。

(責任編輯：羅園)

自從伽利略發(fā)明天文望遠鏡以來，光學望遠鏡經(jīng)歷了一次又一次的變革。從小口徑望遠鏡到大口徑望遠鏡，從折射望遠鏡到反射望遠鏡，威力不斷增加。從用來觀察遙遠物體到探索浩瀚太空，天文學也隨之取得了長足進步……

光學望遠鏡的歷程
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　　望遠鏡的童年( Q$ t8 W5 w" \& C4 ~
　　偶然的發(fā)現(xiàn)
　　人類從很早的時候起，就注意到了光的折射現(xiàn)象。一根直棍斜著浸入水中，它仿佛就在空氣和水的界面處彎折了。把它取出水面，看到的還是一根直棍。彎折的并不是棍，而是光。5 [* B) M( l! L L* B2 ~
　　光在空氣中傳播，如果射到一塊表面彎曲的玻璃上，那么垂直于曲面入射的光線將會進入玻璃繼續(xù)沿直線傳播，而不發(fā)生折射。但是，如果玻璃表面是凸的，它向著光源鼓起，那么射在偏離曲面中心某處的光線，將會傾斜地進入玻璃，并朝中心方向彎折。光的入射點離曲面的中心越遠，就折射得越厲害。結果，射到曲面玻璃上的光就會聚到了某個“焦點”或焦點附近。3 j2 G1 l: Y! f
　　人們肯定早就知道放大現(xiàn)象。例如，樹葉上的露珠可以放大樹葉的葉脈圖案。如果太陽光穿過一個注滿水的球形玻璃容器，那么原本布及整個球面的光線就會聚集到焦點上，使位于焦點處的物體變熱，甚至燃燒發(fā)出火焰。相傳古希臘科學家阿基米德就曾用這種“燃燒玻璃”燒毀了圍攻其故鄉(xiāng)西西里島敘拉古的羅馬艦隊。雖然這在事實上幾乎不可能，但因古羅馬哲學家塞涅卡記述了此事，它便成了著名的歷史傳說。
　　13世紀的英國學者羅杰.培根已經(jīng)利用放大鏡來幫助自己閱讀，并建議人們戴上透鏡以改善視力。在意大利，公元1300年前后就開始用凸透鏡制作眼鏡了，這對老年人很有用，故俗稱“老花鏡”。反之，凹透鏡則有助于糾正近視。公元1450年前后，近視眼鏡開始付諸實用。眼睛的種類很多，總的說來，如果透鏡的中央部分比邊緣薄，那么它將有助于糾正近視；如果中央比邊緣厚，則有助于糾正遠視。
　　在16世紀，荷蘭人很善于制造透鏡。相傳就在一家荷蘭眼鏡店鋪里，偶然有了一項新發(fā)現(xiàn)。8 n7 S+ {* i5 Y7 v2 J
　　地處阿姆斯特丹西南約130千米的米德爾堡市，有一位名叫漢斯?利帕席(Hans Lippershey)的眼睛制造商。1608年的某一天，學徒趁他不在，閑暇之余通過那些透鏡窺視四周自娛自樂。最后，這個徒弟拿了兩塊透鏡，一近一遠地放在眼前，結果驚訝地看到遠處教堂上的風標仿佛變得又近又大了。
　　利帕席立刻明白了這項發(fā)現(xiàn)的重要性，并且認識到應該將透鏡安裝到一根金屬管子里。他將這種裝置稱為“窺器”(looker)。后來，人們還曾稱它為“光管”(optic tube)或“光鏡”(optic glass)。直到1667年，英國詩人約翰?彌爾頓還在他的名著《失樂園》中，把這種儀器稱為“光鏡”。另外，也有人建議將其稱做“透視鏡”(perspective glass)。6 v" ?. ~, S$ h# |4 c: o8 X
　　不過，早在1612年，希臘數(shù)學家愛奧亞尼斯?狄米西亞尼就建議使用“望遠鏡”這個名稱了。英語中，望遠鏡稱為telescope，它源自希臘語中的tele(意為“遙遠”)和skopein(意為“注視”)，也就是說，它使人們能夠注視遙遠的物體。1650年前后，這一名稱站住了腳。
　　利帕席將望遠鏡奉獻給荷蘭ZF，用作戰(zhàn)爭裝備。那時，荷蘭為了贏得獨立，已經(jīng)與西班牙苦戰(zhàn)了40年。荷蘭主要靠海軍抵抗西班牙的優(yōu)勢兵力，從而得以生存。望遠鏡使荷蘭艦隊早在敵人看見他們之前，就先發(fā)現(xiàn)敵人的船只，從而使已方處于優(yōu)勢地位。

將望遠鏡指向天空

　　將望遠鏡指向天空, F0 d' f# O; s( A" I
　　將望遠鏡用于探索宇宙的奧秘，要歸功于意大利科學家伽利略。1609年5月，45歲的伽利略訪問威尼斯，在那里聽說有個荷蘭人把兩塊透鏡放進一根管子，從而發(fā)明了望遠鏡。按照他本人的說法，他思考后在一天之內(nèi)就發(fā)明了自己的望遠鏡。他把一塊凸透鏡和一塊凹透鏡裝進一根直徑4.2厘米的鉛管兩端，使用時凹透鏡在靠近眼睛的一端——它是“目鏡”，凸透鏡則靠近被觀測物體的一端——它是“物鏡”。
　　伽利略的那些望遠鏡，是人類歷史上的首批天文望遠鏡，其性能也許還比不上現(xiàn)代的高品質觀劇鏡。然而，當伽利略將它們指向天空時，人類對宇宙和自身的看法就開始發(fā)生徹底的改變了。
　　伽利略把望遠鏡指向月球，看見月球上坑坑洼洼，表面布滿了環(huán)形山。就在地球近旁，便有一個與之相仿的世界，這無疑降低了地球在宇宙中的特殊地位。他又看見太陽上不時出現(xiàn)的黑斑——太陽黑子，日復一日地從太陽東邊緣移向西邊緣。這就明白地告訴人們，巨大的太陽在不停地自轉著，那么，遠比太陽小得多的地球也在自轉還有什么可大驚小怪的呢？伽利略從望遠鏡里看到，銀河原來是由密密麻麻的大片恒星聚集在一起形成的，而且他還看見了前人從未見過的大量比6等星更暗的星星，這就雄辯地說明了古希臘天文學家并不通曉有關宇宙的全部知識，所以不應盲目接受古希臘人的地心宇宙體系。看來，宇宙遠比任何前人可能想到的更加浩瀚和復雜。# O, Y @$ c) S0 B
　　接著，伽利略又把他的望遠鏡指向行星。1610年1月，他從望遠鏡中看到木星附近有4個光點，夜復一夜，它們的位置在木星兩側來回移動，但總是大致處在一條直線上，并且始終離木星不遠。伽利略斷定，這些小亮點都在穩(wěn)定地環(huán)繞木星轉動，猶如月球繞著地球轉動一般。不久，開普勒聽到這一消息，就把這些新天體稱為“衛(wèi)星”，英語中稱為satellite，此詞源于拉丁語，原指那些趨炎附勢以求寵幸之徒。也許，開普勒覺得它們老是圍在大神朱匹特——木星身旁，活像一些攀附權貴的小人。如今，這4個天體依然統(tǒng)稱為“伽利略衛(wèi)星”。" L+ {3 [5 L1 h6 X6 I# E$ J1 {. W. E) E
　　伽利略衛(wèi)星是人類在太陽系中發(fā)現(xiàn)的第一批新天體。古希臘人關于一切天體都環(huán)繞地球轉動的想法顯然是錯了，這4個前所未知的天體不是正在繞著木星打轉嗎？
　　保守分子們硬說這是透鏡的瑕疵造成的假象。但是，不久就有一位名叫西蒙?馬里烏斯的德國天文學家宣布，他也通過望遠鏡看見了這些衛(wèi)星。馬里烏斯沿襲用神話人物命名天體的古老傳統(tǒng)，按離木星由近到遠的次序，依次將這4顆衛(wèi)星命名為伊俄(Io)、歐羅巴(Europa)、加尼米德(Ganymede)和卡利斯托(Callisto)。他們都是希臘神話中的人物，深受大神宙斯寵愛。如今在漢語中，它們依次稱為木衛(wèi)一、木衛(wèi)二、木衛(wèi)三和木衛(wèi)四。6 L/ l F: K: l7 B

美國Yerkes Observatory 40英吋折射鏡

　　守不住的秘密$ S" w9 G/ E0 t- P( J7 r
　　1666年，牛頓用三棱鏡分解了太陽光，這使他認識到白光乃由不同顏色的光混合而成。白光經(jīng)過三棱鏡，就會像彩虹那樣呈現(xiàn)為一種“紅—橙—黃—綠—藍—靛—紫”的色序。這稱為“光譜”，英語為spectrum，它源自一個拉丁詞，原意是“幻象”或“幽靈”。$ F; m; j ]+ r5 z" |6 w
　　伽利略的望遠鏡以光線的折射為基礎，稱為“折射望遠鏡”。利用光線的反射現(xiàn)象制成的，則稱為“反射望遠鏡”。人們發(fā)現(xiàn)，通過折射望遠鏡觀測天體時，星像周圍會出現(xiàn)一種彩色的環(huán)，它使觀測目標變得模糊了。這種現(xiàn)象叫做色差，伽利略不明白它的起因，當時也無法消除它。
　　玻璃對不同顏色的光具有不同的折射能力，這叫做色散。紅光的折射最少，所以它通過凸透鏡后，聚焦在離透鏡較遠的地方；橙、黃、綠、藍、靛、紫光則依次聚焦在離透鏡越來越近的地方。如果望遠鏡做得使紅光的聚焦最好，那么在紅光的焦點處，其他顏色的光已經(jīng)越過了各自的焦點，物像周圍就出現(xiàn)一道稍帶藍色的環(huán)邊；如果望遠鏡對紫光聚焦良好，那么在到達紫光的焦點時，其余顏色的光尚未到達各自的焦點，于是物像四周形成一個稍帶橙色的環(huán)。無論你怎樣調焦，都不能完全甩掉這種色環(huán)。. K$ h$ l9 s) G+ G/ V
　　然而，色差并非不可戰(zhàn)勝。設想用兩種不同類型的玻璃來制造透鏡：先用一塊凸透鏡使光線會聚，再用一塊凹透鏡使光線微微發(fā)散。光通過這兩塊透鏡后聚集到焦點。當然，由于凹透鏡的作用，這時的光線將不如僅僅通過頭一塊凸透鏡時會聚得那么厲害。7 {+ C$ f# s/ J5 M! @% Y
　　現(xiàn)在假定，用以制造凹透鏡的這種玻璃的色散本領比制造凸透鏡的那種玻璃大，也就是它能使紅光與紫光分得更開。于是，這塊凹透鏡發(fā)散光線的能力雖然不足以抵消光線穿過凸透鏡后的會聚，但是由于其色散大，卻可以抵消凸透鏡造成的各種顏色的分離。換言之，用兩種不同玻璃制成的復合透鏡有可能消除色差。6 ~6 W/ w% c$ [& `. V: @, m1 I
　　首先想到這點的是18世紀的英國律師兼數(shù)學家切斯特.穆爾.霍爾。他發(fā)現(xiàn)火石玻璃的色散顯著地超過冕牌玻璃，便用冕牌玻璃做凸透鏡，用火石玻璃做凹透鏡，并且將兩塊透鏡設計得正好能夠拼在一起。這種復合透鏡就像一個凸透鏡那樣，能夠使光線聚焦，同時它又在很大程度上消除了色差。
　　霍爾擔心別人捷足先登。為了保守秘密，1733年他作出了這樣的精心安排：讓一家光學廠商磨制他的凸透鏡，同時讓另外一家廠商磨制他的凹透鏡。他以為這樣一來別人就不會知道他的意圖了。
　　不料，這兩家廠商都很忙。他們不謀而合地將霍爾的任務轉包給了第三方——喬治.巴斯。巴斯注意到這兩塊透鏡的主人都是霍爾，而且它們恰能緊緊地密合在一起。很自然地，兩塊透鏡磨好后，巴斯就將它們拼合起來仔細觀看一番。他驚奇地發(fā)現(xiàn)：彩環(huán)消失了！' \/ D# y2 |, m
　　霍爾的秘密傳開了。光學儀器商約翰.多朗德聞訊后，對此作了透徹的研究，并且奠定了消色差透鏡的理論基礎。1757年，他用冕牌玻璃和火石玻璃造出了自己的消色差透鏡。他干得很出色，并且獲得了制造消色差透鏡的專利。不過，在他的報告里全未提及20年前霍爾已經(jīng)做過幾乎相同的工作。1758年，多朗德向皇家學會宣布了他的成果，3年后被選為皇家學會會員，并被任命為英王喬治三世的眼鏡制造師。
　　1761年，約翰.多朗德在倫敦去世。4年以后，他的兒子彼得.多朗德又發(fā)明了一種性能更好的消色差透鏡。它由3塊透鏡組合而成：一塊凹透鏡夾在兩塊凸透鏡之間。首先用消色差透鏡制造折射望遠鏡的也是這父子倆，另外還有老多朗德的女婿杰西.拉姆斯登。2 O' ?6 E% T* W* k% M
　　人們通常將消色差的功勞歸于約翰.多朗德。也有人認為這似乎委屈了切斯特.穆爾.霍爾。不過，平心而論，多朗德的實際貢獻要比霍爾大得多。畢竟，使一項新發(fā)明盡早盡善地付諸實用，難道不比無謂的“保密”強得多嗎？

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帕洛瑪山天文臺的48英寸施密特望遠鏡

　　另一種望遠鏡  T  _, m5 S" X- J& F
　　多朗德還指出，牛頓關于透鏡的色差永遠不可避免的觀點肯定是錯了。這說明，即使像牛頓那樣偉大的人物也有可能出錯，能夠認識到這一點實在是件大好事。0 m! r- X0 Y$ E$ B
　　牛頓是個遺腹子，又是早產(chǎn)兒，并且差點夭亡。他年幼時，對周圍的一切充滿好奇，但并不顯得特別聰明。十來歲時，他在學習上似乎還相當遲鈍。1660年，牛頓在舅父的促成下進了劍橋大學，1665年畢業(yè)，成績并不突出。接著，為了躲避倫敦大火引發(fā)的瘟疫，牛頓回到了母親的農(nóng)場。
　　就在1665年到1666年這段時間，牛頓在數(shù)學方面奠定了微積分的基礎，在力學方面奠定了如今我們稱為“牛頓力學”的基礎，在光學方面奠定了光的顏色的理論基礎，并且形成了萬有引力定律的基本構想……在一年之中，這個24歲的青年人卻作出了如此眾多、如此重大的驚人發(fā)現(xiàn)，實在是人類文明史上的一大奇跡。后來，人們就把1666年稱為牛頓的“奇跡年”。2 t7 \% i* {/ t! ^0 L8 _* K
　　1696年，ZF委任54歲的牛頓為造幣廠總監(jiān)，1699年又升任總裁。這兩個職位薪俸優(yōu)厚，地位顯赫，只有牛頓才當之無愧。但是，這卻斷送了牛頓的科學工作。他辭去教授職務，專心從事新職；他改善了造幣廠的工藝，令偽造者喪膽。他還任命多年的好友哈雷做自己的下屬。& u2 {+ s$ [  Y
　　1727年3月20日，牛頓在倫敦逝世，安葬在威斯敏斯特大教堂。他有兩句眾所周知的不朽名言，一句是“如果我比別人看得更遠些，那是因為我站在巨人們的肩上”，出自他于1676年寫給胡克(Robert Hooke)的一封信；另外，據(jù)說他還說過：“我不知道世人對我怎樣看，但在我自己看來，就像一個在海濱嬉戲的孩子，不時為找到一個比別人更光滑的卵石或更美麗的貝殼而高興，而我面前浩瀚的真理之海，卻完全是個謎。”
　　現(xiàn)在我們再來看看，牛頓本人為了避免色差，是如何另辟蹊徑的。他決定用反射代替折射，走反射望遠鏡之路。那時的反射鏡，鏡面都是金屬的。
　　從古代起，人們就知道曲面反光鏡也可以聚光。平行光線從一個凹面鏡上反射，也會發(fā)生會聚。反射鏡以完全相同的方式反射所有各種顏色的光，因此不會產(chǎn)生色差。
　　然而，反射望遠鏡也有問題：光從鏡筒的一端進來，投射到反射鏡上，又返回到同一端。俯身在那兒察看物像的觀測者本身就會擋住光線的入射。
　　為此，牛頓用了兩面鏡子：主鏡是一塊球面鏡，副鏡是一塊平面鏡。光從一端進入望遠鏡筒，射到另一端的球面主鏡上，經(jīng)它反射的光在到達焦點之前，又射到小小的平面副鏡上。副鏡的方向與主鏡交成45°角。射到副鏡上的會聚光線轉過90°反射出來，并進一步會聚而通過目鏡，目鏡就裝在望遠鏡鏡筒邊上光線入射處附近。誠然，副鏡會擋掉一小部分入射光，但是損失并不大。' W  v5 z1 e4 A( [5 b& \; g
　　1668年，26歲的牛頓親手制成第一架真正投入使用的反射望遠鏡。它長約15厘米，主鏡直徑約2.5厘米，看起來像個小玩具。但是，它產(chǎn)生的物像卻可以放大40倍。1672年1月11日，他將第二架反射望遠鏡送達皇家學會，并一直留存至今，其主鏡口徑為5厘米。
　　反射望遠鏡面臨的困難之一是，不容易獲得高反射率的金屬反射鏡。例如，牛頓本人的鏡子只能反射16%的入射光。這就使反射望遠鏡產(chǎn)生的物像要比同樣大小的折射望遠鏡產(chǎn)生的物像暗淡。其次，金屬反射鏡會逐漸失去光澤，從而大大削弱反射能力，因此經(jīng)常需要拋光。折射望遠鏡則除了偶爾需要清除積塵外，可以一直工作下去。
　　在折射望遠鏡方面，初期的消色差透鏡直徑很難指望超過10厘米。反射望遠鏡卻能做得更大，因為鑄造大塊的金屬要比制造大塊優(yōu)質的玻璃更容易。況且，玻璃透鏡必須整個都完好無瑕，而金屬反射鏡只要鏡面形狀確當并具有足夠高的反射率即可。  \  K/ c( h9 M
　　反射望遠鏡和消色差折射望遠鏡各有所長，亦各有所短。它們仿佛在展開一場真正的競賽：雙方都在努力克服自身的缺陷，哪一方取得突破性的進展，這一方就會受到更多天文學家的青睞。到了18世紀末葉，競爭的優(yōu)勢漸漸倒向了大型反射望遠鏡。, J# U; g$ q, l2 \
　　這時，由于威廉.赫歇爾的工作，望遠鏡和天文學進入了一個新時代。
　　十八、十九世紀的望遠鏡
　　赫歇爾兄妹" h+ j: g* w" B
　　1738年11月15日，威廉?赫歇爾生于德國的漢諾威城。父親是軍樂隊的雙簧管手，6個孩子中，威廉排行第三。他15歲就在軍隊中當小提琴手和吹奏雙簧管，志向是當一名作曲家。但是，他又將大量業(yè)余時間用于研究語言和數(shù)學，后來還加上了光學，并產(chǎn)生了用望遠鏡親眼觀看各種天體的強烈愿望。
　　1756年，七年戰(zhàn)爭來臨了。戰(zhàn)爭的起因是英國與法國爭奪殖民地以及普魯士與奧地利爭奪中歐霸權。結局是普魯士戰(zhàn)勝奧地利，成為歐洲大陸的新興強國；英國戰(zhàn)勝法國，獲得法屬北美殖民地，并確立了在印度的優(yōu)勢。威廉厭惡戰(zhàn)爭，遂設法于1757年脫離軍隊，偷渡到英國，先是在利茲，后來又到了勝地巴斯。音樂天賦幫助威廉?赫歇爾在巴斯站住了腳。到1766年，他已經(jīng)成為當?shù)刂娘L琴手兼音樂教師，每周指導的學生多達35名。# z  p8 d) X# c9 R0 {8 ]
　　當時的英國正處于漢諾威王朝前期。先前，1714年8月，英國斯圖亞特王朝的安妮女王駕崩，因無后嗣，而由54歲的喬治一世繼位。喬治原是漢諾威選帝侯，他不會講英語，只好用法語與臣下交談。1727年，喬治一世回到漢諾威，因中風于6月11日亡故，剛好死在他出生的那間房間里。
　　喬治一世之子繼任英王，是為喬治二世，1727年~1760年在位。他熱愛軍事，是最后一位出現(xiàn)在戰(zhàn)場上的英國國王。他還熱愛音樂，是德國音樂家亨德爾的贊助人。1760年，喬治二世心臟病發(fā)作去世，其孫子繼位為喬治三世。后者生于1738年，與威廉?赫歇爾同庚，在位長達60年之久。: v3 {) q+ [6 _- h: _: [: m
　　威廉?赫歇爾的妹妹卡羅琳比他小12歲，1750年3月16日生于漢諾威，排行第五。1772年，威廉回漢諾威呆了一段時間，然后卡羅琳便隨他到了巴斯。她天生一付好歌喉，到巴斯后就接受歌唱訓練，每天至少上課兩次，同時向威廉學習英語和數(shù)學。她不僅悉心料理家務，而且用極詳細的日記，留下了威廉整整50年的工作史。當威廉整天不停地磨鏡，因而無暇騰出手來吃飯時，卡羅琳就親自一點一點地喂他吃東西。0 D: s7 b" H- p8 ~- Y7 P' i
　　威廉.歇爾于1773年用買來的透鏡造出了自己的第一架折射望遠鏡，焦距1.2米、可放大40倍。接著，他又造了一架9米多長的折射望遠鏡，并且租了一架反射望遠鏡來進行對比，結果對后者極為滿意。從此，他就潛心于制造反射望遠鏡了。
　　到1776年，威廉已經(jīng)制造出焦距3米和6米的反射望遠鏡。有了精良的武器，他便從1779年開始“巡天”觀測。他特別關注近距雙星，即天空中看起來靠得特別近的兩顆星。兩年后他編出第一份雙星表，共列有269對雙星，1781年由英國皇家學會出版。
　　1781年3月13日，威廉在人類歷史上破天荒地發(fā)現(xiàn)了一顆比土星更遙遠的新行星——天王星。喬治三世為自己的漢諾威同鄉(xiāng)取得如此輝煌的成就滿心歡喜，便寬恕了赫歇爾早年擅離軍隊的過錯，并任命其為御用天文學家，從此威廉就不再靠音樂謀生而專致于天文研究了。' ]2 G0 n) Y4 M6 v
　　1782年下半年，威廉應國王邀請，移居位于倫敦西面、溫莎東側的白金漢郡達切特。4年后，他編制出第二份雙星表，其中包含434對新的雙星。他努力研究恒星的空間分布，成了研究銀河系結構的先驅。他于1784年向皇家學會宣讀了論文《從一些觀測來研究天體的結構》，首次提出銀河系形狀似盤，銀河就是盤平面的標志。在廣闊無垠的恒星世界中，太陽系只是微不足道的滄海一粟。早先，哥白尼將地球逐出了“宇宙的中心”；如今，赫歇爾又將太陽逐出了這一特殊地位。) R& K- s! ]6 @
　　1786年，他發(fā)表了《一千個新星云和星團表》，除了梅西葉和其他人已列出的以外，還收錄了他本人的全部新發(fā)現(xiàn)。在所有這些繁重的工作中，威廉都得到了卡羅琳的全力幫助。移居達切特后，卡羅琳便完全從事天文工作了。威廉親自教她觀測，并給她一具小望遠鏡去搜索彗星。) y$ r2 [. s2 j# ?
　　1786年4月，威廉移居溫莎以北不遠的白金漢郡斯勞。在這里，他造出一架口徑達1.22米、焦距達12.2米的大型反射望遠鏡。它是18世紀天文望遠鏡的頂峰，一時間成了備受推崇的珍奇，喬治三世和外國的天文學家時常會來瞻仰。威廉將國王給他的津貼，全部用于維護望遠鏡以及支付工人的工資。他的經(jīng)濟狀況依然拮據(jù)，有一段時間不得不繼續(xù)制作和出售望遠鏡。直到1788年，他50歲時娶了一位有錢的寡婦，情況方始徹底改觀。
　　卓越的成就
　　對一架望遠鏡而言，凡是由于光線不能嚴格地會聚于一個焦點而造成的各種缺陷，包括色差在內(nèi)，都統(tǒng)稱為“像差”。無論是折射鏡還是反射鏡，它們的表面最容易磨制成球面；而即使是同一種顏色的光線，經(jīng)球面折射或反射后，也不可能全都聚集到一個嚴格的焦點上。這種像差稱為“球差”。此外，還有彗差、像散等等。
　　早期使用折射望遠鏡的人意識到，為了盡量減小像差，就應該采用表面彎曲程度非常小的透鏡。它們使光線產(chǎn)生的彎折非常小。但是，要使這些稍微彎曲的光線會聚到焦點，就必須經(jīng)過很長很長的距離。0 G0 ^, W; K0 d8 r6 ]
　　例如，在赫歇爾之前一個多世紀，第一代卡西尼在巴黎天文臺建造了一些長鏡身的折射望遠鏡，最后一架的長度超過了40米！世界戲劇史上的重量級人物、年長卡西尼3歲的法國喜劇作家莫里哀把這些儀器稱為“大得駭人的望遠鏡”。在荷蘭，惠更斯也制造了一系列鏡身越來越長的望遠鏡，最后一架長達37米。他的成就鼓舞了但澤的赫韋留斯，后者于1673年造出一架長達46米的折射望遠鏡。
　　如此之長的金屬鏡筒必將重得根本無法操縱，所以赫韋留斯改用木頭來固定透鏡的位置?；莞箘t干脆省去了鏡筒，他把物鏡裝入一根短金屬管，然后接到一根高高的桿子上，并可以從地面上操縱。目鏡裝在另一根小管子里，置于一個木支架上。目鏡和物鏡之間有一段繩，拉緊時可使兩者對準。這種長鏡身望遠鏡使用起來很不方便，但是在更好的替代品問世之前，天文學家們還得依靠它們繼續(xù)奮戰(zhàn)。
　　幸好，在折射望遠鏡中，借助于不同玻璃制成的兩塊透鏡的巧妙配合，既可以消除色差，還能同時消除球差。在反射望遠鏡中，恰當?shù)馗淖兏辩R鏡面的形狀，同樣也可以消除球差。因此，自從消色差透鏡的秘密公開后，長鏡身的折射望遠鏡便壽終正寢了。" k) s) L* Q/ x: H
　　赫歇爾利用他那些反射望遠鏡對太陽系進行廣泛的研究。1787年，他發(fā)現(xiàn)了天王星的2顆衛(wèi)星，后來分別稱為天衛(wèi)三和天衛(wèi)四。1789年，他將那架1.22米望遠鏡瞄準土星，當晚就發(fā)現(xiàn)了土星的2顆新衛(wèi)星——土衛(wèi)一和土衛(wèi)二。同年，他發(fā)表了《又一千個新星云和星團表》。
　　移居斯勞后，卡羅琳?赫歇爾先后發(fā)現(xiàn)了8顆新彗星。其中1795年那顆就是著名的恩克彗星，德國天文學家恩克于1819年計算出它的軌道，證明其運行周期僅為3.4年。它是人們發(fā)現(xiàn)的第一顆短周期彗星，也是繼哈雷彗星之后第二顆被預言回歸的彗星。9 O, i: ?9 s3 U$ c
　　1801年，威廉?赫歇爾在拿破侖戰(zhàn)爭的一個短暫間歇期訪問了巴黎，會見了拿破侖本人。他發(fā)覺拿破侖有時會不懂裝懂，故對其印象不佳。1802年，威廉發(fā)表了他的又一份星云星團表。1819年，81歲的他進行了最后一次天文觀測。1821年，他被選為英國天文學會(后來變成皇家天文學會)的第一任主席。1822年8月25日，84歲的威廉在斯勞與世長辭。他是歷史上最偉大而全能的天文學家之一。

威廉死后，卡羅琳在1822年回到闊別半個世紀的故鄉(xiāng)漢諾威，以72歲高齡繼續(xù)編纂一份包括她哥哥觀測過的全部星云和星團的表。1825年完工后，她將手稿寄給侄兒約翰，這對后者乃是一份無價之寶。1835年，85歲的卡羅琳被選為英國皇家天文學會名譽會員。這是一種破格的榮譽，因為當時依然限定會員只能由男子當選。1846年，96歲的卡羅琳接受了普魯士國王授予她的金質獎章。1848年1月，終身未嫁的卡羅琳在漢諾威逝世，享年98歲。
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　　威廉的獨生子約翰?赫歇爾1792年3月7日生于斯勞，1807年入劍橋大學圣約翰學院，學業(yè)極佳，1813年畢業(yè)。他早期的數(shù)學工作已頗有水平，21歲便當選為皇家學會會員。可即使如此，他卻轉而去學習法律了。1816年，24歲的約翰回到斯勞，接替78歲高齡的父親承擔大量的觀測工作，在父親指導下制造望遠鏡，同時還繼續(xù)研究純數(shù)學。約翰是英國天文學會理事會創(chuàng)始人之一，而且是它的第一任國外書記。0 ]7 M0 n5 e$ @2 |7 ~/ ~7 \
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　　為了將父親的巡天和恒星計數(shù)工作擴展到南天，約翰于1834年初攜妻子和3個孩子前往非洲好望角，在那里工作了4年。他歷時9年編纂的《好望角天文觀測結果》是一部杰作，于1847年發(fā)表。1848年，約翰?赫歇爾當選皇家天文學會主席。他于1849年寫成的《天文學綱要》在幾十年內(nèi)一直是普通天文學的標準教本。此書由李善蘭和偉烈亞力(Alexander Wylie)合譯成中文，書名易為《談天》，1859年由上海墨海書館出版。書中關于哥白尼學說、開普勒行星運動定律和牛頓萬有引力定律的介紹，令當時的中國人耳目一新。1871年5月11日，79歲的約翰在肯特郡逝世，安葬在威斯敏斯特大教堂中離牛頓墓很近的地方。
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　　赫歇爾一家在英國天文學史上的權威地位幾乎長達一個世紀。英國皇家天文學會的飾章圖案就是威廉那架巨炮似的大望遠鏡。1839年，這架勞苦功高的儀器終于變得搖搖晃晃、危在旦夕了。于是，人們把它拆卸、放倒，約翰率領家人進入鏡筒唱起了安魂曲。在一次暴風雨中，一棵大樹倒在上面，損傷了鏡筒。那面巨大的金屬反射鏡，最終也被砸壞了。

　　赫歇爾的輝煌時代雖已成為過去，更大更好的望遠鏡卻還將不斷涌現(xiàn)。

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牛頓望遠鏡

　　折射望遠鏡的巔峰
　　折射望遠鏡曾經(jīng)為天文學帶來了眾多的新發(fā)現(xiàn)。對此，我們可以再次從伽利略說起。1610年，伽利略從望遠鏡中看到，土星兩側仿佛各有一個附屬物。他想，也許它們是土星的衛(wèi)星吧？然而，日復一日，這兩個附屬物卻越縮越小，兩年后，竟然完全消失不見了。更使伽利略大惑不解的是，1616年，那些奇怪的附屬物又在他的望遠鏡中出現(xiàn)了。這位科學老人終其一生也沒弄明白那究竟是什么東西。2 D7 Q. d3 C7 Z' e2 Q; r
　　1629年在海牙出生的惠更斯熱衷于研磨透鏡，并得到猶太裔的荷蘭著名哲學家、技藝高超的磨鏡行家斯賓諾莎的幫助?；莞沟耐h鏡遠勝于伽利略的那些，這使他在1656年終于看清，那些奇怪的附屬物原來是環(huán)繞土星的一圈光環(huán)?；莞拐_地解釋了土星光環(huán)形狀不斷變化的原因：它以不同的角度朝向我們，當我們朝它的側邊看去時，薄薄的光環(huán)便仿佛消失不見了。
　　1655年3月25日，惠更斯發(fā)現(xiàn)了土星的第一顆衛(wèi)星，它被命名為泰坦。泰坦是一個巨人神族。他們都是天神和地神的孩子，每個成員又各有自己的名字。后來，新發(fā)現(xiàn)的土衛(wèi)越來越多了，泰坦被編號為土衛(wèi)六。它是一顆巨大的衛(wèi)星，每16天就繞土星轉一圈。今天我們知道，其大氣組成成分與地球大氣相仿。, p' s9 g5 t9 }  G6 D
　　然后，卡西尼于1671年10月發(fā)現(xiàn)了土衛(wèi)八，1672年12月發(fā)現(xiàn)了土衛(wèi)五，1684年3月又發(fā)現(xiàn)了土衛(wèi)三和土衛(wèi)四。1675年，卡西尼發(fā)現(xiàn)土星光環(huán)中有一道又細又暗的縫隙，后來稱為卡西尼環(huán)縫。環(huán)縫外側的那部分光環(huán)叫做A環(huán)，環(huán)縫里側的部分則叫B環(huán)。1837年，恩克又發(fā)現(xiàn)A環(huán)內(nèi)部還有一道縫隙，后來稱為恩克環(huán)。* w" B' ~" E- D8 u
　　1898年，美國天文學家威廉?亨利?皮克林發(fā)現(xiàn)了土衛(wèi)九。它到土星的距離遠達1300萬千米，為月球到地球距離的33倍有余。它是19世紀發(fā)現(xiàn)的最后一顆衛(wèi)星，也是人們使用照相方法發(fā)現(xiàn)的第一顆衛(wèi)星。, g1 _" b4 H% i  S" x
　　19世紀初，年輕的德國光學家夫瑯和費制成一塊直徑24厘米的優(yōu)質透鏡，用它造出了當時世界上最大最好的折射望遠鏡。望遠鏡裝在一根軸上，使之可以俯仰；軸又裝在一個輪子上，使之可沿水平方向轉動。夫瑯和費為它設計的平衡裝置非常精妙，以至于用一個手指就可以推動這架鏡身長4.3米的折射鏡。" \- N5 s( a5 G/ K2 _
　　也是在19世紀上半期，一個只有幾十年歷史的新興國家——美國加入了天文望遠鏡的競賽。一位鐘表匠威廉?克蘭奇?邦德自學成材，于1847年被任命為哈佛學院天文臺臺長。他是天體照相技術的先驅，致力于將天體的像聚焦到照相底片上，而不是聚焦在眼睛的視網(wǎng)膜上。1849年12月18日，他用一架公眾捐款建造的38厘米折射望遠鏡，拍攝了月球照片。在20分鐘曝光期間，望遠鏡靠鐘表機構帶動，始終對準月球。這張照片太逼真了！他的兒子喬治?菲利普斯?邦德把它帶到在倫敦“水晶宮”舉辦的第一屆萬國博覽會上，引起了巨大的轟動。/ \+ i- S5 x0 i( }& P
　　以肖像畫為業(yè)的美國人阿爾萬?克拉克渴望磨制透鏡。他仔細考察了邦德那架38厘米的折射鏡，并檢測了它與理想狀況的微小偏離。然后，他關閉畫室，潛心研究怎樣才能磨制出比它更好的透鏡。后來，他在兒子阿爾萬?格雷厄姆?克拉克的幫助下開了一家工廠。1870年，克拉克父子接下美國海軍天文臺建造66厘米折射望遠鏡的定單。它的透鏡重達45千克，鏡身長13米，質量極佳。
　　美國金融家利克在1849年加利福尼亞黃金熱期間，在不動產(chǎn)方面賺了不少錢。他渴望為自己樹碑立傳，便于1874年宣稱，將留下70萬美元——這在當時遠比現(xiàn)在值錢得多，用來建造一架比當時所有的天文望遠鏡都更大更好的望遠鏡。工作主要由小克拉克承擔，14年后，一塊口徑91厘米的透鏡終于制成，并裝入長18.3米的鏡筒。這架折射望遠鏡被命名為利克望遠鏡，于1888年1月3日正式啟用。利克幾年前就去世了，根據(jù)他臨終時的要求，他的遺體埋在安裝望遠鏡的基墩里。它所在的那個天文臺坐落于加利福尼亞州北部圣何塞以東21千米的漢密爾頓山上，被命名為利克天文臺。
　　1892年，天文學家巴納德使用利克望遠鏡發(fā)現(xiàn)了木星的第五顆衛(wèi)星，即木衛(wèi)五。它的直徑只有110千米，還不及北京到天津那么長。木衛(wèi)五離木星表面僅108000千米。發(fā)現(xiàn)這樣又小又暗的天體——況且它又如此接近木星本身占壓倒優(yōu)勢的光輝，必須擁有極好的透鏡和極敏銳的眼睛，巴納德很幸運地兩者兼?zhèn)淞?。木衛(wèi)五是用眼睛發(fā)現(xiàn)的最后一個太陽系天體。此后，這類發(fā)現(xiàn)就要歸功于望遠鏡上的照相設備以及空間時代更新穎的技術了。4 W8 j# x2 r: Q- y  v- j3 X
　　南加利福尼亞大學想要擁有一架比利克望遠鏡更好的折射望遠鏡，遂向克拉克訂購一塊102厘米的透鏡。但是，在克拉克為此投入2萬美元之后，這所大學卻無法籌齊所需的資金。幸好，天文學家喬治?埃勒里?海爾這時前來解圍了。2 x& `# p9 ~- |9 l, {; E
　　當時，海爾才20多歲，是芝加哥大學天體物理學助理教授。他獲悉金融家查爾斯?葉凱士控制了整個芝加哥的交通，用不甚正當?shù)氖侄钨嵉昧司揞~錢財。為什么不想法把這種不義之財用來發(fā)展科學呢？于是，從1892年起，海爾就盯上了葉凱士這個獵物。$ r' C% [+ k* u: [9 _
　　海爾生于1868年6月29日，從小愛讀文學名著和詩。他意志堅強又嫻于辭令，在他的不斷游說下，葉凱士不由得把錢一點一點地掏出了腰包。最后這位金融家為新望遠鏡和安裝它的新天文臺提供的款項總額達到了349000美元。這個數(shù)字的實際價值要比今天高得多！1 S: E% E1 T( k7 {0 s! @% \' m. @
　　海爾在芝加哥西北約130千米處選了一個地點，葉凱士天文臺就建在那里。1895年10月，年逾花甲的小克拉克為海爾磨好了102厘米的透鏡，它重達230千克，裝在一架長逾18米的望遠鏡里。整個望遠鏡重達18噸，但是平衡極佳，用很小的推力就可以讓它轉動并瞄準天空的任何部分。: ~* k0 ?5 k) l- K% w+ o
　　1897年5月21日，這架折射望遠鏡首次啟用。小克拉克在目睹折射望遠鏡的這一輝煌勝利之后三個星期去世了。今天，葉凱士望遠鏡和利克望遠鏡依然在世界上保持著折射望遠鏡的冠軍和亞軍稱號。1 N: I( H6 O2 Y# m5 S( h
　　事實上，折射望遠鏡已經(jīng)達到它的巔峰，它的路也走到了盡頭。首先，極難得到可供制造透鏡的尺寸很大而又完美無暇的光學玻璃。整個19世紀和20世紀的技術進展，并未使造出一塊足以超越葉凱士折射望遠鏡的透鏡玻璃變得更容易些。其次，因為光線必須透過整塊玻璃，所以透鏡只能在邊緣上支承。巨型透鏡分量很重，得不到支撐的透鏡中央部分就會往下凹陷，整塊透鏡就會變形。透鏡的尺寸越大，問題也就越嚴重。
　　那么，另一方面，反射望遠鏡的情形又如何呢？: L& c, q" Q+ n% r. d6 I
　　從“列維亞森”到帕洛馬山( a% M8 H7 ?0 r2 y
　　“列維亞森”的時代
　　威廉.赫歇爾的金屬鏡面大型反射望遠鏡尚“健在”時，就有人決心要在這方面超過他，后者就是愛爾蘭人威廉?帕森斯。$ w! u8 Q5 X/ d: t+ w2 t
　　威廉?帕森斯1800年6月17日生于英國的約克，1841年，他子襲父位，成為第三代羅斯伯爵，后世天文學家普遍稱他為羅斯。1845年，愛爾蘭將他選進上議院。他是一位真正的貴族，在著名天文學家中，出自如此“高貴門第”的人為數(shù)極少。
　　羅斯的最大嗜好，就是建造世界上最大的望遠鏡。他有足夠的金錢，有充裕的時間，有必要的技術知識，還可以訓練佃戶來干活。他將望遠鏡安置在自家的領地上，那里的地名叫比爾，幾乎位于愛爾蘭島的正中央。遺憾的是，當?shù)貧夂虿患?，故對天文觀測很不相宜。6 Q: r" V3 K$ b
　　羅斯花了5年時間，才研究出一種適合制造反射鏡的銅錫合金。他從1827年開始，先造了一面直徑38厘米的反射鏡，接著又造了直徑61厘米的，1840年又造出一面91厘米的反射鏡。1842年，羅斯開始鑄造一塊直徑1.84米的反射鏡，它的面積是赫歇爾那架最大的望遠鏡的2.25倍。那年4月13日，反射鏡鑄成，然后緩慢地冷卻了16個星期。鏡面磨好后，剛要裝到望遠鏡上就開裂了。羅斯只好重新鑄造，直到第五次才大功告成。, H& _; a- Z# c! t1 J
　　這架望遠鏡的鏡筒用厚木板制成，并用鐵箍加固。鏡筒長17米，直徑2.4米。為了擋風，鏡筒安置在兩道高墻之間。每道墻高17米，長22米，沿南北走向，因此望遠鏡基本上只能沿南北方向觀測，在東西方向最多只能偏轉15o。7 _. H  F: y9 p3 F5 }: i
　　這塊反射鏡重達3.6噸，把它裝進鏡筒很不容易，直到1845年2月才能測試和使用。為了與赫歇爾一比高下，羅斯觀測了赫歇爾曾經(jīng)研究過的各種星云。他發(fā)現(xiàn)梅西葉表中的M51看上去像是旋渦狀的，遂使人們在1845年知道了第一個“旋渦星云”。1848年，羅斯發(fā)現(xiàn)梅西葉表中的頭號天體M1內(nèi)部貫穿著許多不規(guī)則的明亮細線。羅斯覺得它很像一只螃蟹，故稱其為“蟹狀星云”，這個名字一直沿用至今。日后的事實證明，這兩項發(fā)現(xiàn)都具有頭等重要的意義。
　　羅斯這架巨大的望遠鏡，通常以“列維亞森”(Leviathan)著稱。“列維亞森”原是《圣經(jīng)?舊約》中描述的一種海怪，中文版《圣經(jīng)》將它譯為“鱷魚”。它鱗甲堅固，牙齒可畏，鼻孔冒煙，刀槍不入，力大無窮；它視鐵為干草、銅為爛木，實為水族之王。后來，英語中就用“列維亞森”來稱呼那些龐然大物，例如巨型輪船、強大的國家或極有權勢的人。, a- ?. r$ k, v. h( u
　　英國釀酒師拉塞爾也想建造大的反射望遠鏡，就在1844年參觀了羅斯的領地，考察“列維亞森”是如何制造的。拉塞爾造了一架口徑61厘米的望遠鏡，繼而又造了一架1.22米的反射望遠鏡。他的鏡子不如羅斯的那么大，但在另外兩方面卻超過了羅斯。
　　首先，拉塞爾率先把夫瑯和費裝在折射望遠鏡上的那種裝置用到了反射望遠鏡上，從而使操作變得非常方便。此外，他強烈地意識到，天文臺必須建造在大氣條件適宜觀測的地方，于是把自己的儀器運到當時的英國屬地馬耳他島。
　　羅斯的“列維亞森”存在了60年，它老了，變得搖搖晃晃。1908年，他的一個孫子把它卸了下來。它沒有做出太多的天文發(fā)現(xiàn)，但為它的制造者增添了生活樂趣。

海爾的杰作3 f; F2 }) F9 i

　　金屬鏡面很重，價格昂貴，易于腐蝕，而且隨環(huán)境溫度變化還會顯著變形。于是人們又想到了玻璃，它的重量比較輕，價格低廉，耐腐蝕，比金屬更容易研磨成形，經(jīng)過拋光可以變得非常光潔。但問題在于玻璃很透明，怎樣用它來制造反射鏡呢？
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　　人們發(fā)明了在玻璃上鍍銀的方法。沉積在玻璃上的銀膜很牢固，可以輕輕地拋光，從而可以高效地反射光線。20世紀初葉，鍍鋁技術取代了鍍銀。鋁膜可以將落到它上面的光反射82%，新鍍的銀膜卻只能反射65%。. U* C) n0 l" a: z: q( `
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　　1908年，海爾建成一架口徑153厘米的反射望遠鏡。當然，其鏡面是玻璃的。它安裝在加利福尼亞州帕薩迪納附近的威爾遜山天文臺上。該臺于1905年落成，海爾親任臺長。

　　在此之前，海爾已經(jīng)說服一位洛杉磯商人胡克投資建造一架口徑212厘米的大型反射望遠鏡。胡克急于將自己的名字與世界上最大的望遠鏡聯(lián)系在一起，并且不希望很快就被別人超過，所以甚至主動增加了贈款，希望將望遠鏡的口徑增大到254厘米，即恰好100英寸。

　　第一次世界大戰(zhàn)延誤了計劃，但后來總算順利。這架望遠鏡全重達90噸，于1917年11月啟用。它操作方便，能以很高的精度跟蹤恒星。長達30年之久，它一直是世界上的反射望遠鏡之王，并為天文學作出了卓越的貢獻。
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　　1923年，海爾因身體欠佳退休了。隨著帕薩迪納、尤其是洛杉磯的迅速發(fā)展，夜晚的城市燈光嚴重地威脅著威爾遜山的天文觀測。“退休”的海爾又到威爾遜山東南約145千米處另覓了一處臺址，它在帕洛馬山上，當時人類尚未開發(fā)這塊處女地。他決定在那兒建一架口徑508厘米(200英寸)的反射望遠鏡，1929年從洛克菲勒基金會獲得一筆款子，他便著手干了起來。
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　　人們?yōu)檫@項浩大的工程付出了史詩般的巨大努力。508厘米的反射鏡比先前任何望遠鏡使用的鏡子更大、更厚、也更重。在這么一大塊玻璃中，即使很小的溫度變化也會因膨脹或收縮而影響反射鏡面的精度。為此，整塊玻璃的背面澆鑄成了蜂窩狀，這使鏡子的重量比一個矮胖的實心圓柱減小了一半以上；這種結構使整塊反射鏡內(nèi)的任何一點離玻璃表面都不超過5厘米，溫度變化將較為迅速地在整塊玻璃中達到均衡。澆鑄好的玻璃毛坯，在嚴格的溫度控制下花了10個月時間慢慢地冷卻；在冷卻過程中，附近河流泛濫，鏡坯死里逃生，而且它還經(jīng)受了一次輕微地震的考驗。鏡坯是在紐約州的康寧玻璃廠生產(chǎn)的，它必須橫越整個美國，運到加利福尼亞的帕洛馬山；為了穩(wěn)妥起見，火車晝行夜宿，時速從不超過40千米；它走的是一條專線，以減少遇上橋梁和隧道的麻煩。這塊玻璃連同它的裝箱，寬度顯著地超出5米，經(jīng)過不少地方時，允許通行的空間往往只剩下了區(qū)區(qū)幾厘米。接下來是長時間的研磨和拋光，總共用掉了31噸磨料。最后成型時，反射鏡本身重達14.5噸，鏡筒重140噸，整個望遠鏡的可動部分竟重達530噸！/ ?; n2 t1 K- L: \/ }

　　海爾于1938年2月21日在帕薩迪納與世長辭，未能目睹這架望遠鏡竣工。1948年6月3日，人們終于為這具碩大無朋的儀器舉行了落成典禮。后來，人們在帕洛馬山天文臺的門廳中塑了一座海爾半身像，銅牌上寫著：
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　　“這架200英寸望遠鏡以喬治?埃勒里?海爾命名，他的遠見卓識和親自領導使之變成了現(xiàn)實。”

　　1969年12月，威爾遜山和帕洛馬山兩座天文臺重新命名，統(tǒng)稱為海爾天文臺。

　　全新的思路* s* K9 x) X0 E! g. U: p0 p

　　天文望遠鏡的口徑越大，收集到的光就越多，就能探測到越遠越暗的天體。與此同時，一架望遠鏡的口徑越大，分辨細節(jié)的本領也就越高。這對天文觀測來說，同樣至關重要。

　　不過，大也有大的難處。大型反射望遠鏡僅僅對它直接指向的那一小塊天空，才能形成優(yōu)質的星像，才能拍下極其清晰的照片。在這一小塊天空以外，拍攝的照片都將因失真太大而無法使用。通常，望遠鏡的口徑越大，每次能夠高精度地進行觀測的天空范圍也就越小。例如，用威爾遜山上那架口徑254厘米的胡克望遠鏡，每次只能觀測像滿月那么大小的一塊天空。海爾望遠鏡的視場甚至比這更小。如果用大型反射望遠鏡拍攝星空，每次一小塊一小塊地拼起來，直到覆蓋整個天空，那就需要拍攝幾十萬甚至幾百萬次。大望遠鏡的這一弱點，使它們難以勝任“巡天”觀測。) }! h' o, T4 Q3 X* q9 _* }/ O
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　　那么，“巡天”究竟是什么意思呢？

　　天文學上最普遍的“巡天”，相當于對天體進行“戶口普查”，它為大量天文研究工作提供最基本的素材。正如普查人口之后，就可以根據(jù)不同的特征——性別、民族、年齡等，對“人”進行分門別類的統(tǒng)計研究那樣，對天體進行“戶口普查”后也可以根據(jù)不同的特征——亮度、距離、光譜類型等，對它們進行分門別類的統(tǒng)計研究。; @& B1 p: x1 |' u& Z& o
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　　要想在不太長的時間內(nèi)完成一次天體的“戶口普查”，望遠鏡的視場就不能太小，因而其口徑就不能太大。另一方面，為了看清很暗的天體，望遠鏡又必須足夠地大。這兩者是有矛盾的。那么，有沒有可能“魚與熊掌得兼”，造出一種口徑既大、視場也大的新型天文望遠鏡呢？" L3 M& M8 A6 {2 E  E! K3 t
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　　早在20世紀20年代，旅德俄國光學家施密特就開始朝這個方向邁出了第一步。施密特生于1879年3月30日，他接受的正規(guī)教育十分有限，但自學光學很有成績。施密特早年就喜歡做實驗，并為此付出了高昂的代價。他把火藥塞進一根鋼管，然后點燃它，爆炸效果令人滿意，但是卻炸掉了他的右手和右前臂。后來，他不得不用一條胳膊來研磨他的透鏡和反射鏡。

　　施密特想出一種同時使用反射鏡和透鏡的方案。1930年，他研制成功第一架“折反射望遠鏡”：用球面反射鏡作為主鏡，在它的球心處安放一塊“改正透鏡”。改正透鏡的形狀特殊，中間最厚，邊緣較薄，最薄的地方則介于中間與邊緣之間。改正透鏡設計得使透過它的光線經(jīng)過折射以后恰好能彌補反射鏡引起的球差，同時又不會產(chǎn)生明顯的色差和其他像差。這就是所謂的“施密特望遠鏡”，它使望遠鏡的有效視場增大了許多。世界上最大的施密特望遠鏡安裝在德國的陶登堡天文臺，其主鏡和改正透鏡的口徑分別為2.03米和1.34米。
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　　施密特望遠鏡的視場寬闊，使它在“巡天”工作中起到了無可替代的巨大作用。例如，美國的帕洛馬山天文臺，以及位于澳大利亞的英澳賽丁泉天文臺各用一架主鏡口徑1.22米的施密特望遠鏡巡天，記錄了全天約10億個天體的位置、形狀等信息。

　　施密特望遠鏡使用了透鏡，這使它也像折射望遠鏡那樣不可能做得太大。那么，能不能用一塊“改正反射鏡”來代替“改正透鏡”呢？! c* R2 M+ R. Q6 E
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　　如何研制“反射式施密特望遠鏡”，正是20世紀90年代以來國際天文界共同關心的問題。只有做到這一點，才能將整個望遠鏡的口徑和視場同時做得很大。我國天文學家在這方面的研究處于比較先進的地位。預期在2010年前，反射式施密特望遠鏡就將成為現(xiàn)實。
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　　在一架施密特望遠鏡拍攝的單張底片上，所包含的星像可多達上百萬顆。如果在某張底片上發(fā)現(xiàn)了什么特別有趣或者可疑的東西，這時就該進而利用巨型反射望遠鏡來更加精細地考察它們了。
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　　因此，即使有了施密特望遠鏡，我們也還需要越來越大的反射望遠鏡。但是，不少科學家認為，材料、設計、工藝、結構等多方面的重重困難，似乎已經(jīng)使制造更大的反射望遠鏡成了鏡花水月。例如，制造大塊光學玻璃本身就是一大難題，而且它只要有極微小——例如溫度變化所致——的形變，就會使星像變得模糊，從而使望遠鏡的威力大減。因此，海爾望遠鏡在落成后的30年內(nèi)，始終仿佛鶴立雞群，沒有任何新的望遠鏡可以與之媲美。1 a4 \% i& ]& }% q( Y
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　　蘇聯(lián)人曾經(jīng)造出一架口徑6米的反射望遠鏡，其鏡體重77噸，長25米，整個可動部分重達800噸。1976年，這架6米望遠鏡終于竣工，可惜其性能并不盡如人意。' o  [1 ^9 L. u: @# o& S: K/ S/ ~2 G
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　　然而，人類的認識能力和創(chuàng)造能力是無窮的，天文望遠鏡的前景依然光明，關鍵在于設計思想的革命。

現(xiàn)代大型光學望遠鏡

　　望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發(fā)展需要更大口徑的望遠鏡。

　　但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產(chǎn)生畸變也影響了成象質量。從制造方面看，傳統(tǒng)方法制造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以制造更大口徑的望遠鏡必須另辟新徑。

　　自七十年代以來，在望遠鏡的制造方面發(fā)展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的制造突破了鏡面口徑的局限，并且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現(xiàn)和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。

　　從八十年代開始，國際上掀起了制造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡采用了薄鏡面；美國的KeckI、KeckII和HET望遠鏡的主鏡采用了拼接技術。

　　優(yōu)秀的傳統(tǒng)望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態(tài)下，可以將80%的幾何光能集中在0″.6范圍內(nèi)，而采用新技術制造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。

　　下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：

金都天文望遠鏡

　　凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）

　　KeckI和KeckII分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經(jīng)費主要由企業(yè)家凱克（KeckWM）捐贈（KeckI為9400萬美元，KeckII為7460萬美元）而命名。這兩臺完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。

　　它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統(tǒng)，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高分辨率CCD探測器和高色散光譜儀。

　　"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻"。

　　歐洲南方天文臺甚大望遠鏡（VLT）

　　歐洲南方天文臺自1986年開始研制由4臺8米口徑望遠鏡組成一臺等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4臺8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動光學系統(tǒng)支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一臺望遠鏡。

　　現(xiàn)在已完成了其中的兩臺，預計于2000年可全部完成。

　　雙子望遠鏡（GEMINI）

　　雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美國大學天文聯(lián)盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統(tǒng)觀測。其主鏡采用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統(tǒng)使紅外區(qū)接近衍射極限。

　　該工程于1993年9月開始啟動，第一臺在1998年7月在夏威夷開光，第二臺于2000年9月在智利賽拉帕瓊臺址開光，整個系統(tǒng)預計在2001年驗收后正式投入使用。

　　昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）

　　這是一臺8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現(xiàn)0.1″的高精度跟蹤；三是采用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡采用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。

　　大天區(qū)多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）

　　這是中國已建成的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：

　　1．把主動光學技術應用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現(xiàn)大口徑和大視場兼?zhèn)涞墓δ堋?/span>

　　2．球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術。

　　3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。

　　LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現(xiàn)107個星系的光譜普測，把觀測目標的數(shù)量提高1個量級

最大光學天文望遠鏡

現(xiàn)代望遠鏡的新技術

主動光學和自適應光學

對于一架在太空中使用的性能絕佳的望遠鏡來說，分辨率直接與口徑的倒數(shù)成正比。而像的角分辨率只受到衍射的限制——我們稱之為衍射極限。簡單地解釋衍射，這是光本身的一種性質。光線即具有粒子性，也具有波動性，他的波動性使得光線在經(jīng)過一些尺度比本身的波長還小的物體或孔隙時會發(fā)生一些奇異的現(xiàn)象。比如來自點光源的光線在經(jīng)過小孔時，所成的其實并非一個嚴格的點，而是一個彌散面。這樣的彌散面決定了我們在觀測遙遠的天體時受到了限制。這種限制是來自光的本身，如果排除所有一切其他的影響，這便是人們所能達到的最高分辨率了。

而對于在地面上使用的多少存在一些技術缺陷的望遠鏡來說，觀測遠達不到衍射極限的精度，大氣的影響和望遠鏡的質量問題都會扭曲從遙遠天體傳來的光波，造成成像過程中的錯誤。我們平時看星星的時候總是發(fā)現(xiàn)星星的亮度很不穩(wěn)定，一閃一閃地仿佛在向自己眨眼睛，那是因為包圍我們的大氣不穩(wěn)定所產(chǎn)生的大氣湍流造成的。即使是在地球上最好的觀測地點，由于大氣湍流，地面上可見波段望遠鏡的角分辨率都無法超過10～20cm口徑的望遠鏡。對于一臺口徑四米的望遠鏡來說，大氣湍流使望遠鏡的空間分辨率降低了一個數(shù)量級（這是和衍射極限相比的），同時星像中心的清晰度也降低了100多倍。為了避免大氣湍流的影響，人類發(fā)送了哈勃太空望遠鏡到太空進行觀測。除了大氣湍流，像質的好壞也受到工業(yè)技術問題以及由機械、溫度的影響。巨大的鏡子會在本身重力的作用下而變形，周圍溫度的變化也會使鏡面產(chǎn)生變形?？上攵R子的形變直接對成像產(chǎn)生了威脅。

　（一）被動光學

不久以前，天文望遠鏡依然是一種“被動”的儀器。沒有內(nèi)置的改正儀在觀測過程中主動改善像質，能夠進行人工調整的時間是在白天或夜幕初垂時。

盡管大家公認大氣擾動所造成的影響無可避免，人們做了最大的機械上的改進去修正望遠鏡本身的錯誤：光學玻璃的冷加工以及磨光技術均有了改進；堅實的結構和玻璃被用來消除由于重力造成的透鏡變形；人們采用了低膨脹系數(shù)的玻璃來消除溫度所造成的影響；為了消除當?shù)販囟鹊挠绊?，發(fā)動機和電子器件的熱耗散在夜晚被減到最小。對于這樣合理設計并被謹慎使用的中小型望遠鏡來說，很多方面的不良影響都已經(jīng)被克服了，像質主要受到大氣湍流的影響。

　（二）主動光學

隨著20世紀80年代新觀念的誕生（為了加強望遠鏡的集光能力，主鏡的口徑最好在4m以上），很顯然，以上所述的傳統(tǒng)的人工維護像質、防止透鏡因重力而變形的方法由于受到價格和結構質量的限制已經(jīng)不再適用。為了改善大中型望遠鏡的像質，主動光學誕生了：一改過去在觀測前手工被動地調整望遠鏡的作風，人們采用了一種在觀測過程中實時自動地用內(nèi)置光學修正部件調整像質的方法：在望遠鏡的主鏡背后安裝上百個促動器，見下圖，在觀測過程中不斷地檢測鏡面因為重力、風力、溫度等因素而發(fā)生的形變，然后通過促動器來矯正鏡子的形狀從而彌補非期望的形變，將鏡面的形狀保持在最佳狀態(tài)上。這些修正部件工作在相對較低的頻率（≤0.05Hz）。第一架完整的主動光學望遠鏡——歐洲南方天文臺（ESO）3.5m的新技術望遠鏡（NTT），于1989年在智利的拉塞拉天文臺(La Silla)投入使用。著名的坐落在夏維夷蒙那亞克山（Mauna Kea, Hawaii）的10m凱克（Keck）望遠鏡的核心，8.2m口徑的甚大望遠鏡（VLT）也采用主動光學系統(tǒng)。

昴星團望遠鏡背面的促動器陣列（圖片版權：NAOJ）

（三）自適應光學

自適應光學的工作原理與主動光學還是比較類似的。但不同的是，自適應光學系統(tǒng)針對的是大氣湍流對成像的影響，而非改正重力和溫度造成的鏡面變形。從遙遠的天體到達我們的光波波前經(jīng)過大氣湍流的作用產(chǎn)生了扭曲傾斜，自適應光學依照大氣湍動情況利用前面提到的促動器調整反射鏡面形，以改正波前，而不是將鏡面形保持在最佳狀態(tài)上。早在1953年Horace Babcock就提出了自適應光學，不過這一技術的大范圍運用要等到計算機和光學設計技術發(fā)達后的20世紀90年代。和主動光學技術比起來，這一技術之開發(fā)者的工作是令人畏懼的——想象來自遙遠天體的光波穿越了20km的大氣湍流層，越過大型天文望遠鏡，產(chǎn)生了幾微米的傾斜。自適應光學系統(tǒng)必須通過分析有限的數(shù)據(jù)在每一短暫的毫秒內(nèi)做出新的修正，修正部件工作在相對主動光學更高的頻率。自適應光學的另一個復雜因素是：適用于自適應光學的視場大小是相當小的。

考慮到相對較寬的波段和極小的工作視場，自適應光學對鏡面形狀的改正難以直接應用于主鏡，而是采用了一塊直徑在8～20cm的小型可變形透鏡，這塊透鏡被安放在望遠鏡的焦點后方（不過近期來采用大型可變形透鏡的可能性也越來越大了）。選擇用于矯正形變的促動器數(shù)量必須綜合考慮各種因素以及可用預算。舉例來說，對一臺口徑８m的望遠鏡在可見波段（比如0.6/265m）做出近乎完美的改正需要大約6400個促動器，而相同的情況下在波長為2/265m時只需要250個促動器。

自適應光學的控制系統(tǒng)是一臺專門的計算機，它通過分析由波前傳感器采集的數(shù)據(jù)來對透鏡的形狀做出修正，見下圖。分析必須在極短的時間內(nèi)完成（0.5～1ms內(nèi)），不然大氣情況的改變將使系統(tǒng)的改正因過時而錯誤。

昴星團望遠鏡的自適應光學變形鏡系統(tǒng)（圖片版權：NAOJ）

1. 自然引導星

為了實時地做出改正，人們要選擇一顆足夠亮的引導星來測量大氣湍動情況。光波在穿過大氣層之前可以認為其波前為平面，隨著它穿過大氣進入望遠鏡，它的波前就會受到擾動變得參差不齊。問題的關鍵是測量這一波前，并且將信息傳送到可變形鏡面上。為了做到這一點，望遠鏡焦點附近的分束器會將一部分星光導入波前傳感器。目前最廣泛使用的波前傳感器是沙克-哈特曼（Shack-Hartmann）傳感器，它由許多的小透鏡組成，每一個透鏡都有自己獨立的圖像探測器。如果一束光的波前是平面，那么經(jīng)過透鏡聚焦之后就會在圖像探測器的中央成像。如果光束的波前有一些傾斜，那么其成的像就會偏離中央。測量這些像的位移，就能計算出波前的形狀。

除了之前提到的沙克-哈特曼波前傳感器，還有一類傳感器叫曲率探測系統(tǒng)，它的改正是通過雙壓電晶片自適應透鏡來完成的，透鏡由兩個壓電平面組成。對于這兩種方法來說，波前探測的完成都基于引導星。波前扭曲的測量可以在可見波段進行而在紅外波段應用，如果參考星很暗的話則直接在紅外波段進行。如果要在可見波段進行修正，引導星的亮度應該比在紅外波段進行修正時大25倍左右。因此大部分現(xiàn)代天文觀測系統(tǒng)被設計用來提供紅外波段附近接近衍射極限的星像，同時對可見波段的星像進行部分修正。不過，美國的一些衛(wèi)星軍事系統(tǒng)也提供可見波段的完全修正。

自適應光學除了對引導星的亮度有較高的要求外，由于適用于自適應光學的視場大小是相當小的，于是適用的引導星一般必須距離觀測對象較近。

2．激光引導星

為了克服之前談到的引導星的限制，最有效的方法是人為制造一顆引導星，這也被稱為激光導星(LGS, 見下圖)。大氣中間層的鈉原子或一些其他位于低層大氣的微粒都能夠反射脈動的激光從而造成狹小的光斑。前者反射的光集中在90km的高度(納共振)，后者大概集中在10到20km(瑞利漫散)。很顯然人造引導星可以被制造得距離目標星無限近，波前傳感器通過測量反射的激光來糾正來自目標星光束波前的扭曲。

美國的一些簽有軍事合同的實驗室已經(jīng)宣布人造激光引導星在60cm望遠鏡和1.5m望遠鏡的成功應用。他們都取得了大約0.15角秒的分辨率并證明了激光探測的可能。主動戰(zhàn)略防御組織(SDIO)和美國海軍宣布在圣地亞哥的一臺1m望遠鏡上像分辨率提高了近10倍。而對于一些用于天文(非軍事)的系統(tǒng)來說，美國第一次完成了人造引導星的天文觀測，此外還有應用于3.5mARC望遠鏡的芝加哥自適應光學系統(tǒng)（ChAOS）。

3．小小的總結　

現(xiàn)在，許多大中型望遠鏡都采用自適應光學系統(tǒng)，舉例來說：第一個自適應光學系統(tǒng)——ADONIS，應用于歐洲南方天文臺（ESO）的3.6m望遠鏡；安裝于8m北半球雙子星（Gemini）望遠鏡的Hokupa'a自適應光學系統(tǒng)；應用于3.6m加拿大-法國-夏威夷望遠鏡 (CFHT)的PUEO自適應光學系統(tǒng)；第一次實現(xiàn)激光引導星, 安裝于西班牙卡拉阿托(Calar Alto)天文臺3.5m望遠鏡的ALFA自適應光學系統(tǒng)；雖然曾經(jīng)只利用自然引導星做自適應光學改正，但是很快開始使用激光引導星，應用于里克天文臺的(Lick)3.5m沙因(Shane)望遠鏡的LLNL自適應光學系統(tǒng)；還有第一次應用于超大型望遠鏡凱克2號(Keck II)的Keck II AO facility。另外有不少望遠鏡正在建設自適應光學系統(tǒng)，包括應用于甚大望遠鏡（VLT）的NAOS和SINFONI自適應光學系統(tǒng)。

許多最近的天文觀測成果都基于新的光學觀測技術。尤其是當甚大望遠鏡(VLT)投入使用后(共干涉觀測法帶來了更清晰的像質)，自適應光學系統(tǒng)顯得更加重要。強大的集光能力和極小的分辨率(空間上的和光譜上的)將為未來地面天文觀測帶來最主要的進步。更深入地，計劃和討論中的巨型光學望遠鏡(比如OWL)將依賴先進的自適應光學技術來實現(xiàn)全部的天文觀測——在這些項目的建設初期望遠鏡就和自適應光學系統(tǒng)溶為一體。

人造激光引導星，圖片版權：Caltech

本文的主動關學與自適應光學部分參考歐洲南方天文臺（ESO）主頁的內(nèi)容。本文已經(jīng)發(fā)表于《青少年天文觀測指南》，請不要隨意轉載。

射電望遠鏡

射電望遠

　　射電望遠鏡與光學望遠鏡不同，它既沒有高高豎起的望遠鏡鏡簡，也沒有物鏡、目鏡，它由天線和接收系統(tǒng)兩大部分組成。巨大的天線是射電望遠鏡最顯著的標志，它的種類很多，有拋物面天線、球面天線、半波偶極子天線、螺旋天線等。最常用的是拋物面天線。天線對射電望遠鏡來說，就好比是它的眼睛，它的作用相當于光學望遠鏡中的物鏡，它要把微弱的宇宙無線電信號收集起來，然后通過一根特制的管子（波導）把收集到的信號傳送到接收機中去放大。接收系統(tǒng)的工作原理和普通收音機差不多，但它具有極高的靈敏度和穩(wěn)定性。接收系統(tǒng)將信號放大，從噪音中分離出有用的信號，并傳給后端的計算機記錄下來。記錄的結果為許多彎曲的曲線，天文學家分析這些曲線，得到天體送來的各種宇宙信息。

　　靈敏度和分辨率是衡量射電望遠鏡性能的兩個重要指標。靈敏度是指射電望遠鏡“最低可測”的能量值，這個值越低靈敏度越高。為提高靈敏度常用的辦法有降低接收機本身的固有噪聲、增大天線接收面積、延長觀測積分時間等。分辨率是指區(qū)分兩個彼此靠近射電源的能力，分辨率越高就能將越近的兩個射電源分開。那么，怎樣提高射電望遠鏡的分辨率呢？對單天線射電望遠鏡來說，天線的直徑越大分辨率越高。但是天線的直徑難于作得很大，目前單天線的最大直徑小于300米，對于波長較長的射電波段分辨率仍然很低，因此就提出了使用兩架射電望遠鏡構成的射電干涉儀。對射電干涉儀來說，兩個天線的最大間距越大分辨率越高。另外，在天線的直徑或者兩天線的間距一定時，接收的無線電波長越短分辨率越高。擁有高靈敏度、高分辨率的射電望遠鏡，才能讓我們在射電波段“看”到更遠、更清晰的宇宙天體。

　　射電天文技術最初的起步和發(fā)展得益于二戰(zhàn)后大批退役雷達的“軍轉民用”。射電望遠鏡和雷達的工作方式不同，雷達是先發(fā)射無線電波再接收物體反射的回波，射電望遠鏡只是被動地接收天體發(fā)射的無線電波。20世紀50、60年代，隨著射電技術的發(fā)展和提高，人們研究成功了射電干涉儀、甚長基線干涉儀、綜合孔徑望遠鏡等新型的射電望遠鏡。射電干涉技術使人們能更有效地從噪音中提取有用的信號；甚長基線干涉儀通常是相距上千公里的幾臺射電望遠鏡作干涉儀方式的觀測，極大地提高了分辨率，使射電波段的分辨率首次高于光學，今天射電的分辨率高于其它波段幾千倍，能更清晰地揭示射電天體的內(nèi)核；綜合孔徑技術的研制成功使射電望遠鏡具備了方便的成像能力，綜合孔徑射電望遠鏡相當于工作在射電波段的照相機。英國射電天文學家賴爾（M.Ryle）因研究成功綜合孔徑技術，為射電天文學的發(fā)展做出重要貢獻，獲得1974年諾貝爾物理學獎。

美國阿雷西博天文臺305米直徑的射電望遠鏡

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天文望遠鏡演變歷史