探索宇宙深处的利器：望远镜的发展与天文学的进步

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坚固的望远镜，流动的资金

作为天文学家不可或缺的工具，望远镜最基本的功能无非就是两个：1、帮助天文学家看到距离我们更远、宇宙更深处的、更微弱的天体；2、帮助天文学家看到距离我们更远、宇宙更深处的更微弱的天体； 2.呈现观测到的天体细节，即帮助天文学家看得更清楚。正如我们之前在谈论自适应光学时提到的，如果想要看得更深、更清晰，望远镜镜面的直径需要更大。随着望远镜直径的增大，收集天体发出的光的面积也随之增大。反过来，有可能看到隐藏在宇宙深处的较暗的天体并发现新的天文现象。正因为如此，无论是地基望远镜还是太空望远镜，都变得越来越大。

图 1：图中的每个点代表现实生活中的望远镜。横轴是它们的制造时间，纵轴是它们的物镜直径。由此我们可以看出，自从伽利略使用望远镜进行天文观测以来，望远镜的直径就不断增大。

但随着望远镜镜面变得越来越大，成本也会迅速增加。要知道，一台物镜直径为20厘米的业余级望远镜，包括望远镜、赤道仪和三脚架，价格在1万元左右。但对于1米口径的望远镜来说，光是镜筒的价格就可能超过百万。再加上相应的赤道仪、支撑结构以及支撑穹顶和基础设施，造价非常吓人。目前国际上正在建造的三十米望远镜的总体造价基本在2-30亿美元左右。

虽然自古以来，人们就热衷于通过天文学的研究来追寻自然的真谛。但面对这样的成本，很多人只能望而却步。那么，有没有其他方法既可以享受大口径望远镜的好处，又不会过度增加望远镜的成本呢？换句话说，有没有办法建造一台便宜又好用的大型望远镜呢？我们先看下图。

图2：望远镜口径（单位：米）与成本（单位：百万美元$1M、十亿美元$Bn）之间的关系。图片来源：T. van Belle，超大型的成本和尺寸，SPIE。

这张图展示了从1897年到2003年这100年里一些望远镜的口径和成本的关系。红色的是1980年之前的所有望远镜，蓝色的是1980年之后的连续面望远镜，黄色的是几个拼接而成的​​镜面望远镜于本世纪初完工。具有相应颜色的直线是这些望远镜的口径与成本之间的关系线性拟合的结果。

这里我们可以清楚地看到，随着口径的增大，望远镜的成本也随之增加。同时，新技术，如自20世纪80年代以来普遍使用的地平式赤道仪和自上世纪末开始使用的拼接镜，使整体成本降低到一定程度程度。但在这张图中，最有趣的还是下面飘浮出来的两个浅蓝色三角形。它们的成本明显低于同口径的望远镜：右上角的那个是只用于获取光谱的HET。我们有机会交谈；下面另外一个直径6米的就是我们文章的主角，加拿大哥伦比亚大学的LZT天顶望远镜。

廉价大型水银望远镜

望远镜的主要用途是收集来自遥远恒星的星光，并将其聚焦在科学设备上的一个点（或更准确地说，一个小区域）。发出星光的天体距离我们无限远。基本上，我们可以看到来自遥远天体的光线以平行光线束的形式射向我们。那么，在二维平面上，能够将这些平行光线汇聚到一点的最简单的形状就是我们中学时学过的抛物线，而在三维平面上，则是绕中心轴旋转的抛物线（图3）。

这意味着，如果我们能够创造出一个大的抛物线，那么我们就可以获得相应大尺寸望远镜的聚光能力，而相应的焦点在大口径天文望远镜中通常被称为主焦点。通过在主焦点放置合适的相机，我们就可以进行天文观测了！

图3：（左）平行光被抛物线反射后会聚到抛物线的焦点。 （右图）当目标是某个角度范围内的区域时，经抛物线反射后也会汇聚到焦点周围的区域。这实际上是聚焦太阳反射镜和天线（如FAST射电望远镜）的基本原理。图片来源：.

那么问题来了：这样的抛物面通常是由一块巨大的镜毛坯磨削而成的，但正是这块镜毛坯和磨削工艺花费了很多钱。有没有便宜的方法来生成巨大的抛物面？喜欢到处思考事物的天文学家想起了我们小时候玩过的一个游戏——旋转水瓶：当我们快速旋转装满水的水瓶时，我们会看到如图4所示的水面形状。

根据简单的物理计算，离心力和重力产生的流体表面形状是抛物面。换句话说，如果我们有一个充满某种液体的盘子，当盘子旋转并且液体的形状逐渐稳定时，我们就可以生成由这些液体组成的抛物面。而如果盘子足够大、旋转得足够稳定，液体就不会飞溅，而且如果它们还能反射光，我们就有了一个可以用来接收星光的装置。如果我们用一种廉价且在室温下可以呈液态的金属来代替液体，比如汞，我们将拥有一个低成本、大口径的抛物面望远镜，可以反射可见光波段。

而这正是水银望远镜的主要思想！

图4：左图，盛有蓝色液体的容器，我们可以看到静止水面的高度。上面的蓝线是容器旋转后抛物面上边缘到达的高度。在右图中，我们可以看到，当容器开始旋转并且液体的形状稳定下来时，液体的上表面会呈现抛物线形状，其上边缘对应于图中的蓝线。左边的图片。图片来源：

但正如瓶子里的抛物面只会出现在水平面上一样，水银形成的抛物面也只能保留在水平面上。这意味着它只能观察开销。一旦装有水银的容器倾斜，抛物线就会变得不稳定，无法观测到目标。前面提到的口径为6米的大型天顶望远镜（图5）也因此被称为天顶望远镜。也就是说，他不能歪！

图6：大型天顶望远镜（Large，LZT），直径6米。缓慢旋转的圆盘带动致密的水银形成抛物面。抛物面形成后不久，汞表面就会氧化形成氧化膜。一方面，这层氧化膜具有良好的反射率，可以将光线反射到镜体上方的摄像头（由镜体周围的6根黑色柱子支撑，位于屏幕外侧）。另一方面，也可以防止汞的进一步蒸发。

虽然不能倾斜，但天文学家终于拥有了可以进行观测的大口径望远镜。虽然望远镜不能旋转，但地球在不断旋转，所以望远镜能看到的是天空中的条状区域。条带的宽度由望远镜的视场（它可以“看到”的区域的大小）决定，而条带的轨迹由望远镜的纬度、地球自转和黄昏时间决定。图7显示了印度迪瓦苏尔天文台目前正在建造的4米国际液体反射望远镜（ILMT）及其在天空中可以观测到的轨迹。

图 7.（左）俯视 4 米 ILMT，我们可以看到上面的摄像头和下面没有水银的容器。 （右图）白色曲线是ILMT在天空中的观测轨迹。图片来源：.

不仅如此，由于望远镜始终随着地球的自转而旋转，对于需要长时间曝光的天文观测来说，天体的图像实际上在相机的视场中以地球自转的角速度不断移动在曝光过程中。如果我们使用传统的摄影方法，我们看到的天体会像水银望远镜中的图8左图那样呈现出细长的线条。

为了克服这种曝光伸长效应，水银望远镜的相机必须使用一种称为时延积分（TDI）的读出方法。延迟积分的一般原理如图8所示。简而言之，它是一种连续读出方法。相机每次都会以与地球自转同步的速度逐列读出并叠加。由于这次平移的距离与地球在这短时间内移动的角距离相同，因此叠加平移后天体在图像上的位置不会发生变化。通过不断的读出，最终可以生成如图8右侧的图像。

图8：（左）在正常曝光（开普勒太空望远镜）下，星斑会因地球自转而被拉长成一条线。采用延迟积分，读出柱不断移动，移动速度与地球自转相对应。那么星光就会一直叠加在图像中的固定位置上。 （右）LZT 使用延时积分和多重曝光叠加获得的实际图像。图片来源：（左）、（右）。

事实上，水银表面望远镜的想法早在19世纪就有记载。然而，如何平稳旋转、克服旋转过程中水银表面与空气摩擦产生的波纹现象、如何有效地进行成像等问题，解决起来并不简单。因此，直到上世纪末，第一台大口径水银望远镜才被制造出来。关于水银望远镜的具体技术细节，我们这里不再赘述。有兴趣的同学和老师可以阅读Borra和Paul的相关文章来了解更多。

科学，科学，科学！

对于天文学家来说，望远镜是研究恒星的必备工具。在他们眼中，这个工具的好坏取决于它能否有效地帮助进行他们感兴趣的科学研究。由于水银望远镜具有大口径、固定观测方向的特点，所以它的观测有以下两个特点：1.检测灵敏度高，而且由于每天看到的方向都是固定方向，所以图像可以叠加。原则上可以进一步提高暗源的探测能力； 2.同样由于观测方向固定，并且在固定轨迹上周期性扫描，因此可以检测到在此时间尺度上变化的变量源。

无论是印度的ILMT还是更早建造的LZT，两者的科学目标都是基于这两个特点。但由于LZT位于温哥华郊区，气候多变，不适合需要稳定天文气候的长期时域观测。因此，望远镜建成后不久，它的科学目标就是利用其高灵敏度，将其改造成钠激光雷达，对大气钠层的动态特征进行长期高分辨率观测。由于LZT观测时间长、垂直分辨率高，清晰地反映了大气钠层的动态特征，其观测结果在国际自适应光学领域非常有影响力。另一台 ILMT，即仅有的两座水银望远镜，尚未建成，目前还无法估计它将给天文研究带来哪些有趣的观测结果。

图9 LZT结合钠激光雷达夜间截获钠层（对应海拔90~110公里高度）的动态变化。横轴是时间，纵轴是高度。图像中的颜色越黄，钠原子的密度越高。

由于水银望远镜结构简单，美国和加拿大也进行了在月球上部署水银望远镜的可行性研究。虽然水银在月球表面会瞬间蒸发，不适合使用，但科学家们也发现了适合使用的液体材料。而且由于月球引力较小，这种液面望远镜的口径还可以进一步增大。作为一种部分望远镜设计，水星表面望远镜所带来的科学成果尚未引起人们的关注。但或许，水银望远镜这门科学诞生于突发奇想，也需要一些天文学家的突发奇想才能发挥其最大潜力。我们希望ILMT能够在不久的将来给我们带来有趣的天文发现。

赛先生

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