當(dāng)望遠(yuǎn)鏡的口徑發(fā)展到一定程度（如超過8.4米）的時(shí)候，天文學(xué)家們就發(fā)現(xiàn)很難再擴(kuò)大單鏡面的口徑了，于是拼接鏡面望遠(yuǎn)鏡出現(xiàn)了。

越來越“大”的鏡面

隨著望遠(yuǎn)鏡口徑的增大，天文學(xué)家發(fā)現(xiàn)大鏡面自重增加更快，要達(dá)到精確的光學(xué)性能調(diào)整就變得越來越難，究其原因是因?yàn)殓R面會(huì)隨著重力影響而變形，同時(shí)大氣的擾動(dòng)也大大限制了星光匯聚的銳度（空間分辨率），于是工程師們發(fā)展了主動(dòng)光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)，對(duì)鏡面進(jìn)行形態(tài)的微調(diào)，矯正鏡面的重力變形和大氣擾動(dòng)對(duì)星象的影響，使得星象始終保持明銳。

我國(guó)的第一個(gè)天文大科學(xué)裝置——郭守敬望遠(yuǎn)鏡（LAMOST），就是施密特反射望遠(yuǎn)鏡。它采用了拼接鏡面技術(shù)和主動(dòng)光學(xué)技術(shù)。主鏡Mb為6.67米×6.05米，由37塊對(duì)角線長(zhǎng)為1.1米的正六邊形子鏡拼接而成；而兼作反射和像質(zhì)改正功能的鏡片Ma，其大小為5.72米×4.40米，它是由24塊對(duì)角線長(zhǎng)1.1米等正六邊形子鏡拼接而成的。

事實(shí)上，在圖1中展示的郭守敬望遠(yuǎn)鏡鏡面Ma的背面，就有著888個(gè)促動(dòng)器，對(duì)鏡面形態(tài)進(jìn)行調(diào)整，用以矯正鏡面的重力變形。

圖1. 郭守敬望遠(yuǎn)鏡（LAMOST）的Ma鏡面，這是一個(gè)典型的主動(dòng)光學(xué)拼接鏡面（圖源：國(guó)家天文臺(tái)）

在射電望遠(yuǎn)鏡技術(shù)上，多望遠(yuǎn)鏡干涉觀測(cè)，甚至望遠(yuǎn)鏡陣列等技術(shù)，大大拓展了射電望遠(yuǎn)鏡的口徑極限。所謂的干涉技術(shù)，簡(jiǎn)單理解就是通過一系列“小”望遠(yuǎn)鏡的協(xié)作，來實(shí)現(xiàn)一個(gè)大望遠(yuǎn)鏡級(jí)別的角分辨能力。圖2展示的國(guó)家天文臺(tái)明安圖觀測(cè)基地的射電日像儀就是基于這項(xiàng)技術(shù)。

圖2. 國(guó)家天文臺(tái)明安圖觀測(cè)基地的太陽(yáng)射電望遠(yuǎn)鏡干涉陣（圖源：鄭捷）

在光學(xué)望遠(yuǎn)鏡上干涉觀測(cè)的實(shí)驗(yàn)也已經(jīng)開始，但仍僅處于實(shí)驗(yàn)階段。

這一切都在使天文學(xué)家能夠有一雙更加明亮清晰的眼睛，讓我們能夠看得更暗更細(xì)。

測(cè)評(píng)望遠(yuǎn)鏡的“視力”

這里要順便提一個(gè)概念，天文工作者一般不用看“多遠(yuǎn)”（或者放大倍數(shù)）的說法。

在日常生活中，大家一般會(huì)以看多遠(yuǎn)來評(píng)價(jià)看的能力。那是因?yàn)槲覀冊(cè)谠u(píng)價(jià)這個(gè)問題的時(shí)候是以相似尺度（人體這個(gè)尺度）的目標(biāo)來評(píng)價(jià)的。我們會(huì)說看到（或看清）十米遠(yuǎn)的人，一百米外的人，一公里的，一百公里的……

但是大家想一下，如果單純說肉眼能看多遠(yuǎn)，實(shí)際上人眼能夠看到銀河系之外，例如仙女星系（M31），這個(gè)時(shí)候我們看的目標(biāo)的尺度不一樣了，不再是以人體為尺度，而是宇宙空間的天體，那么單純用距離來評(píng)價(jià)，顯然就不合適了。

圖3.仙女星系M31（圖源：網(wǎng)絡(luò)）

對(duì)望遠(yuǎn)鏡的評(píng)價(jià)，我們一般有兩個(gè)指標(biāo)。

第一個(gè)是能看到多暗的物體，也就是所謂的極限星等。一個(gè)物體看起來的亮度（視亮度）受到三個(gè)因素的影響：一是它自身有多亮（絕對(duì)亮度，或者本征亮度）；二就是它有多遠(yuǎn)；第三是在觀測(cè)者和目標(biāo)之間有多少遮擋物，也就是視亮度=絕對(duì)亮度÷距離2×透過率。這三者單獨(dú)提出哪一個(gè)都是沒有意義的。當(dāng)然這個(gè)也和信號(hào)積分時(shí)間（曝光時(shí)間）有關(guān)系，對(duì)人眼而言，視網(wǎng)膜對(duì)信號(hào)的積分時(shí)間是很短暫的，而照相底片和電子設(shè)備是可以長(zhǎng)時(shí)間積分的。盡管如此，受限于望遠(yuǎn)鏡跟蹤精度等原因，積分時(shí)間在現(xiàn)實(shí)中并不是可以無限增加的。

第二個(gè)指標(biāo)，是角分辨力，也就是能夠分辨出兩個(gè)靠得多近的物體。在觀測(cè)中如果兩個(gè)天體很近，那么他們?cè)谕h(yuǎn)鏡上得到的信號(hào)就會(huì)混疊在一起。這個(gè)的影響因素也有多個(gè)，例如觀測(cè)的波段（波長(zhǎng)）、望遠(yuǎn)鏡的口徑（或者射電望遠(yuǎn)鏡的基線長(zhǎng)度）、觀測(cè)地上空的大氣擾動(dòng)情況、望遠(yuǎn)鏡的鏡面形態(tài)以及調(diào)焦質(zhì)量等等。

天地兩開花

大家或許還會(huì)有個(gè)疑問，空間望遠(yuǎn)鏡的觀測(cè)比地基望遠(yuǎn)鏡好得多，那為什么我們還要天地兩開花呢？

其實(shí)除了錢之外，還有很多因素制約著空間望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展。首先是口徑大小問題，空間望遠(yuǎn)鏡不好做大口徑。其次，空間望遠(yuǎn)鏡的升空一般是一次性的，地面上建造成啥樣子，上去就是啥樣子，幾乎不可能改進(jìn)了。當(dāng)然哈勃空間望遠(yuǎn)鏡是個(gè)很特殊的例子，升空后發(fā)現(xiàn)有問題，于是派了宇航員乘坐宇宙飛船去修……

圖4.1999年，宇航員對(duì)哈勃空間望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行維修（圖源：NASA/ESA）

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡目前來說是個(gè)獨(dú)一無二的例子，也許后無來者。因?yàn)楝F(xiàn)在許多空間望遠(yuǎn)鏡都是發(fā)射到拉格朗日點(diǎn)，甚至更遠(yuǎn)，而人類幾乎不可能去那里進(jìn)行維修。而對(duì)于低軌的空間望遠(yuǎn)鏡，派宇航員去維修的成本也許比重新建設(shè)一臺(tái)望遠(yuǎn)鏡本身成本更高。

而地基望遠(yuǎn)鏡，則可以進(jìn)行各種維修，各種升級(jí)改造，各種測(cè)試……從技術(shù)角度來說，地基望遠(yuǎn)鏡使用著最先進(jìn)的實(shí)驗(yàn)中的技術(shù)，而升空的空間望遠(yuǎn)鏡則使用的都是成熟的穩(wěn)定的技術(shù)，畢竟扔上去就很難再換了。

在空間望遠(yuǎn)鏡和地基望遠(yuǎn)鏡之間，我們也有一系列補(bǔ)充技術(shù)，例如古老的探空氣球觀測(cè)技術(shù)，NASA財(cái)大氣粗地用波音747飛機(jī)改造的平流層紅外天文臺(tái)（SOFIA）等等……

作者簡(jiǎn)介：鄭捷，理學(xué)博士，中國(guó)科學(xué)院國(guó)家天文臺(tái)助理研究員，興隆觀測(cè)基地駐站天文學(xué)家，主要從事多波段恒星測(cè)光巡天觀測(cè)和數(shù)據(jù)處理，以及天文軟件研發(fā)工作。