四、当代大型光学望远镜

自从1948年口径为5 米的海耳望远镜建成后，发展大型光学望远镜成为世界潮流。10余台口径8米以上的大望远镜成为地面光学望远镜的主流。镜面拼接技术和主动光学尖端技术的应用克服了制造大型光学望远镜的巨大困难。我国正在建造的“大天区面积多目标光纤光谱望远镜”（LAMOST）也将跻身国际大型望远镜之列。欧洲南方天文台甚大望远镜和美国的凯克望远镜应用光学干涉技术，成为分辨率最高的地面光学望远镜。

1.海耳望远镜

海耳是美国著名的天文学家，制造光学望远镜的奇才。1918 年海耳研制完成的一架口径2.5米的反射式望远镜安放在威尔逊山天文台的山顶上。著名天文学家哈勃就是使用这架望远镜获得了许多重大发现，如发现河外星系的存在和哈勃定律。然而，海耳并未因此而满足，1929 年，他得到了美国金融大亨洛克菲勒的资助，开始建造5米望远镜。这是一个巨大的飞跃。1934年开始动工，历尽艰辛，直到1948 年才最后完成，放置在帕洛马山上。它的镜筒长17米，重140 吨，有六七层楼那么高，整个装置可动部分的重量达500 多吨，然而动作起来却方便灵活（图2-8）。人们亲切地称它为海耳的大眼睛。可惜海耳在1938 年去世，为纪念他这个望远镜被命名为海耳望远镜。1969年，威尔逊山天文台和帕洛马山天文台合并，并命名为海耳天文台。在1990年凯克望远镜建好之前，海耳望远镜一直是地面上最优秀的望远镜，可以观测到20亿光年之远、暗至23等的天体。它的巡天观测星表成为其它波段，如射电、红外、紫外、X射线等的观测寻找光学对应体的权威资料。

2.凯克望远镜

在80年代以前，人们还根本不敢想像能制造出比5 米口径的海耳望远镜还大的镜子。因为镜面越大，制造起来的困难就越多，不仅是镜面太重不易安装，而且由于地心引力和温度变化都容易引起镜面变形，使之难以正常工作。然而，天文学家一直在想方设法研制更大口径的望远镜以观测更远更暗的天体。20世纪80 年代，美国加州理工学院的天文学家利用最新技术开始建造两台口径10米的光学、红外两用望远镜，成为特大型光学望远镜的杰出代表（图2-9）。

这两台望远镜放置在夏威夷的莫纳克亚山上，这是一座死火山，海拔4700米，气候干燥，特别适合天文观测。从20世纪60年代起，各国的天文学家陆续把新研制的大型望远镜放到这里，已形成一个规模宏大的天文观测基地。两台10 米望远镜用资助者的名字命名，分别称作凯克Ⅰ号镜和凯克Ⅱ号镜。两架望远镜共花费了1.8亿美元，分别于1990年和1996年建成。由于采用全新的镜面拼接技术和主动光学方法，才有可能使凯克望远镜主镜的口径大到10 米。主镜由36 块小镜面拼合而成，每块小镜面都为六角形，口径1.8 米，厚7.6 厘米，重400 千克。这样，整个主镜重不到18吨。采用主动光学方法，在每一个小镜面之后配备了高精度的传感器，可以自动调整它们的位置，以保证望远镜转动起来以后，始终保持为一个完整的理想镜面。凯克Ⅰ号和Ⅱ号都配有目前世界最先进的CCD照相机。

目前，天文学家正在计划利用光的干涉原理，将凯克Ⅰ号和Ⅱ号联合起来，组成一个光学干涉仪。届时两个“凯克”同时观测同一个天体，接收的光信号经过干涉作用，其分辨率将会达到一面85米主镜的效果，85米正是两个“凯克”之间的距离。

3.欧南台的甚大光学望远镜

20世纪60年代，比利时、法国、德国、荷兰、瑞典、丹麦、意大利和瑞士等八个欧洲国家联合建设了设在智利中部拉西利拉山上的欧洲南方天文台。一架又一架现代化的观测设备不断地在这里安家落户，到80年代末期总共有15架望远镜，布满了整个山头。1987年12月欧南天文台决定建造甚大光学望远镜（Very Large Telescope，简称VLT）。它由4台口径8.2米的光学望远镜组成，耗资5亿美元。由于拉西利拉山上已经没有VLT的立足之地，只能另选地方，在附近的帕瑞纳山找到了理想的地方。这里干燥得令人难以想像，往往一年没有一场雨，某些地区甚至连续100年也没有下过一滴雨，是一块荒无人烟的不毛之地。这里一年里有350个晴天可以做光学观测，而且空气非常干净，能见度极好，又没有任何灯光干扰，成为天文学家的天堂。

VLT的4 面主镜，是人类曾经磨制过的最大的镜片，每个重达22吨。从侧面看它们的形状呈新月形，像一个蛋壳的一小片。直径为8.2米，但厚度只有18厘米。望远镜采用地平装置，具有垂直轴和水平轴。

第一台VLT（VLTⅠ）从1998 年5 月份开始试观测，照片质量都非常好。另外3台望远镜也陆续投入观测。VLT的4个望远镜，既可单独使用又能以多种方式组合起来作为光学干涉仪使用，将成为世界上聚光能力最强、分辨率最高的光学望远镜（图2-10）。全部4个望远镜组成的干涉仪要在2006年完成。有人预言，VLT的成功意味着在光学和红外天文学领域，欧洲将取代美国领导世界潮流。

4.日本的昴星团望远镜

昴星团是夜空中最美丽的一个疏散星团。日本天文学家用美丽的天体名字来命名自己最珍贵的仪器，也可以看出他们对这架仪器所寄予的厚望。它的主镜是整块的巨大的直径8.3 米的反射镜。造价为3.7亿美元。2000年底部分投入科学观测。这架日本惟一超大型望远镜具有多种用途。它有3个副镜和4个不同的焦点，还有7个附属仪器。既适于做可见光观测，又适于做红外观测。它配备了主动光学系统和自适应光学系统以保持主镜的最佳曲率和消除大气扰动对星像质量的破坏。

为了让昴星团望远镜能够最充分地发挥出它的作用，日本的天文学家将它安置在全世界天文观测的最佳地点——美国夏威夷的莫纳克亚山上，与著名的凯克Ⅰ和凯克Ⅱ成了邻居。昴星团望远镜的观测室很有特色，它不是我们常见的圆包形，而是一个圆柱形，这是为了减小局部的大气湍流对观测的影响。圆柱形建筑物周围安放了20台遥控风扇用来帮助改进主镜上方的气流。

昴星团望远镜投入使用以后，立刻显示出它的威力。如发现冥王星和它的卫星查龙的表面成分有很大的差别。冥王星表面有许多甲烷且见不到水冰，而查龙的表面却是被水冰覆盖，见不到甲烷。“昴星团”优良的成像质量已经成为日本天文学家的骄傲。

5.七国联合制造的双子望远镜

美国、英国、加拿大、澳大利亚、智利、巴西和阿根廷等七个国家共同出资近2亿美元研制了两架完全一样的口径为8.1米的望远镜，并将它们命名为双子望远镜。这两架望远镜中的一架安装在夏威夷莫纳克亚，称做北双子（图2-11），另一架安装在智利中部海拔2950 米的色洛·托洛洛，称做南双子。

双子望远镜虽然也配备了可见光照相机和摄谱仪，但是它的主要功能还是用于对天体红外波段的观测。红外光的波长较长，对大气扰动的敏感程度比可见光差，因此在红外波段获得的图像必然比同样口径望远镜的光学波段的图像更为清晰。红外观测还有一个优点，就是红外光能够穿透尘埃，而可见光却会被尘埃吸收。所以使用红外望远镜观测我们的银河系或是邻近的其它星系，能够看得更深更远。

口径8.1米的双子主镜，厚度仅有20厘米，做到这样薄是为了减轻重量。主镜加上它的支架，以及主动光学系统和自适应光学系统等一系列附属设备，总共重量为377 吨。这样一个庞然大物，静静地安放在它的底座上，底座与支架之间一层薄薄的油膜保证了它能够安静而轻快地转动。

北双子于1999年3月进行了第一次试观测。得到的天体图像非常清晰，分辨率达到了0.08角秒，这样的分辨本领相当于能区分开3200千米之外的一辆汽车的两只前车灯，比口径4米的望远镜提高了10倍，比哈勃空间望远镜还略胜一筹。

6.中国大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）

我国的望远镜与发达国家相比尚有一定距离，目前我国最大的光学望远镜在国家天文台兴隆观测基地，口径2.16米，1994年建成。这架望远镜的主要用途是获得天体的光谱，也可进行天体的直接成像观测，但视场较小。我国光学天文观测设备是比较落后的。

在光学观测中已经记录下数以百亿计的天体，但是只是对极少数天体进行过光谱测量。其主要原因是测量很费时，一次只能记录一个天体的光谱。

到了20世纪80年代，“多目标光纤光谱学”技术的发展，可以同时对多个目标（如几百个天体）进行光谱测量，大大加快了测量的速度。目前国际上的4米口径的光学望远镜大都采用这一技术。然而，这些望远镜的视场都很小，都小于1个平方度。第一节所介绍的施密特的折反射望远镜具有大视场的优点，但口径很难做大。我国天文学家王绶盧院士、苏定强院士和陈建生院士等提出大天区面积、多目标光纤光谱望远镜（简称LAMOST），突破了不能兼备大口径和大视场的难关。该望远镜于2008年建成。

LAMOST是一架横卧南北方向的准中星仪式反射施密特望远镜。球面主镜口径6米，由37个六角形子镜组成，固定不动。曲率半径为40米，具有20米的焦距和5度的视场。

如图2-12中，放置在球面主镜的球心处的改正镜口径为4米，由24个六角形子镜组成。

改正镜的支撑为地平装置，通过调整改正镜的指向来选择待观测的天区，在被观测天区过中天时可跟踪1.5 小时。在跟踪过程中，通过主动光学系统控制以保持所需的非球面形状并消去球差。这是导致大视场和大口径相结合的关键技术，是中国天文学家的创造（图2-12）。

LAMOST的投资为2.35亿元人民币。它将安装在国家天文台兴隆观测基地。LAMOST 将使我国天文学在大规模光学光谱观测中，在大视场天文学研究方面，居于国际领先的地位。