液态镜面望远镜

计划中的30米望远镜（TMT）和39米的欧洲特大望远镜（EELT）。液态镜面望远镜也是巡天工作最经济的方法，而这种工作在普通天文台需要耗费大量宝贵的时间。

简单的优势

Paul Hickson（加拿大不列颠哥伦比亚大学）设计建造了一个天文台并负责管理，LZT就安装在这里。在设计这种特殊类型的望远镜方面，他是世界级权威。作为一个聪明、敏锐，而且富有冒险精神的人，Hickson还会驾驶和制造实验性飞行器，而他的望远镜设计也有来自航空航天方面的灵感。

在着手建造液态镜面天文台的时候，他的团队在大学附近调查了几个候选台址——通过浏览气候数据和地形图，从天空中观察，再坐着吉普车进行实地考察。他们最终选择了这片森林，这里远离城市灯光，比其它的候选地点更好。

LZT的造价相当便宜。建造普通的大型望远镜至少需要耗资上千万美元，而每晚的运行费用也得上万美元，这比液态镜面天文台高好多个数量级，后者的建造费用仅为50万美元。加拿大物理学家Ermanno Borra（拉瓦尔大学）是液态镜面望远镜的先驱，他认为成本是这种望远镜最大的优点。他说：“它的费用仅为普通望远镜的百分之几，这确实非常非常便宜。”

结构简单不但使液态镜面望远镜的造价非常低廉，而且带来了更出色的光学性能。用LZT进行观测，在分辨率上与相同口径的普通望远镜不相上下，观测恒星和遥远的旋涡星系时可以接近大气分辨率的极限。由于液体流动时能够自然地形成光滑的表面，所以液态镜面与玻璃研磨镜面相比，能够轻而易举地获取毫无瑕疵的光学性能，具有制成完美镜面的巨大潜力。

精细地调校硬件才能实现这种完美。控制室中的演示屏可以显示镜面旋转的速度变化：误差仅为百万分之九。当Hickson第一次建造镜面时，转速的误差为千分之一。接下来的抖动使得水银面发生摇晃，破坏了反射图像。

根据镜面的角运动状态，Hickson增加了一个控制系统以稳定转速。他安装了一层只有几微米厚的透明的光学聚脂覆膜。这层薄膜安装在镜面上方几厘米处，并且随着镜面一起旋转。它可以保护液体在圆頂打开时不会遭受风吹，而且可以防止在运动液体上方的空气中形成小漩涡，这些漩涡会产生小波纹，降低图像质量。

正如“大型天頂望远镜”这个名称的字面意思那样，它只能看到天文台正上方的天区：假如镜面倾斜，就会使水银溢出，所以只能垂直朝向上方。研究人员通过“漂移扫描”法部分突破了这一局限，他们延迟了CCD的读出时间，以跟上天空的转动速度，实现了模拟跟踪。尽管如此，它仍然只能进行不需定向的天文观测工作。这座天文台坐落于北纬49°，这意味着，随着地球的自转，它只能观测赤纬49°的带状天区。这种天頂带巡天观测对于宇宙学、超新星搜索等很多种天文学研究工作都非常有意义。

然而，LZT目前并没有参与这些研究。当下，它有一个更重大的任务：通过研究大气中的钠，帮助天文学家设计下一代巨型望远镜。

解决钠的问题

新一代所谓“特大望远镜”，如30米望远镜和欧洲特大望远镜，都面临着巨大的设计难题。这些望远镜的主镜面口径是现今世界上最大的光学望远镜的3到4倍。巨大的镜面使得获取巨大而清晰的图像成为可能，但正是这样的敏感度使得望远镜很容易受到大气扰动的影响，这个问题在小型仪器中是不足为患的。光学敏感度随着望远镜口径的四次方成正比增加，这意味着口径的增加对于望远镜性能有着巨大的影响。

新一代巨型望远镜面临的一个特殊挑战是自适应光学系统。这种系统可以主动改变望远镜副镜的形状来补偿大气抖动造成的图像模糊。有些天文台向大气层中间层中的钠层发射激光束，在天空中制造一个明亮的荧光点，即所谓“引导星”，由此来测量大气的变化。副镜则据此频繁地快速调整外形——有时每秒钟调整1000次以上——以适应激光导星探测到的大气扰动。大型地基望远镜都需要安装自适应光学系统来改善受大气视宁度所限制的观测效果。

大气中的钠分为不同的层次，密度和高度均不相同。海洋般的波纹顺着整个钠层翻滚，这些湍流会导致变化。这些不规律的变化与整个钠层平均高度的变化共同改变着引导星的结构和距离，就会使自适应光学系统发生混乱。甚至于钠层高度出现5米级的变化都会对自适应系统产生影响。

TMT的测量仪器部主任Brent Ellerbroek说：“如果在观测数据中部出现一条流星尾迹，就可以使钠层的平均范围改变100倍以上。”由此产生的误差对于巨型望远镜来说更严重，会与口径的平方成正比增加。这会严重降低巨型望远镜的数据质量。“所以，及时了解钠层是如何演化的至关重要。”

通过研究比自适应光学系统的工作频率高6个数量级以上的时间尺度所获的数据，科学家们推测出了上述结论。在建造耗资10亿美元的天文台之前，必须证实在更小时间尺度上钠层也会按照他们所预想的那样变化，为此他们需要一种方法，以测量大气中钠元素密度的真实变化，并且要有足够的分辨率来校正所有的误差。但目前最好的数据也无法做到这一点。

现在LZT已被证实可以收集到足够精确的数据来解决这个问题。在一个相机传感器出现故障的观测间歇期里，Hickson和他的研究生为LZT安装了一台激光器。这台激光器使得LZT成为了世界上同类仪器中最大的“激光雷达”研究中心，或光雷达研究中心。它与用于产生引导星的激光技术是同样的。

使用激光雷达后，LZT在钠层里分辨出了以前从未看到的涡流和湍流，以及它们的结构和动力学细节。在这些观测数据中还第一次发现了中间层的湍流波纹——钠层同大气中的相邻层之间混乱的相互作用产生的微小波动。

这样一台大型望远镜竟然可以用于激光雷达研究，Ellerbroek对这独特的情况极为赞赏。他说，LZT收集信号的面积范围是其它激光雷达的100倍～500倍，而且它令人难以置信的高灵敏度还使其空间分辨率提高到米的量级，时间分辨率提高到1秒之内。

Ellerbroek说：“对于8米口径的望远镜来说，这并不那么重要。但对于未来的30米～40米口径的望远镜而言，了解在那样短的时间尺度上钠层是如何变化的就十分重要了。”

Ellerbroek还说，他和他的同事们正在利用LZT的激光雷达数据来设计将要用于30米口径TMT望远镜的波前检测装置，甚至会据此决定购买哪种激光器。他解释说：“了解了这些，我们事实上已经可以向自适应光学系统的模拟程序输入数据，以判断正在设计和将要购买的部件在面对钠层变化时是否能良好地工作。”一个精心设计的自适应光学系统，可以让TMT的分辨率比莫纳克亚山上的一台凯克望远镜高出3倍～4倍，而凯克望远镜是目前世界上最优秀的地基可见光和近红外波段望远镜，同时也是衡量其它望远镜性能的标准。

未来的望远镜

尽管LZT不会迅速投入天文学研究，但这架特殊的望远镜将会引领一波液态镜面望远镜的浪潮。Hickson说，他们之所以为天文台选择这样一个地点，是因为这里很适合测试和发展液态镜面技术，实际上这里的晴夜非常少。好天气都集中在短暂的夏季里。

他说：“我们的目标是，一旦这项技术成熟，就力争把一架此类望远镜安置在有相当竞争力的天文台址。”

4米的国际液态镜面望远镜（ILMT）就是这些未来望远镜中的一架。它的建造与LZT无关，但是也受益于密林中的LZT千获取的知识。ILMT将会被安装在喜马拉雅山脉中高海拔的Devasthal地区（在印度西北部——编者注），那里已经有两座天文台。

更远大的梦想还包括了一个镜面望远镜网络，这让人想起位于智利的阿塔卡玛毫米波/亚毫米波大天线阵。此外，几年前Hickson和Borra还参与过一项提案：将一个口径达100米的离子液体（实质上是熔融的金属盐）望远镜安装在月面上。借助超导轴承和低温真空等崭新技术，它将能帮助天文学家观测到早期宇宙，而且比即将问世的韦布空间望远镜（JWST）在分辨率和观测极限上都更胜一筹。甚至一台小得多的月基液态镜面望远镜，在对JWST的发现进行后续观测时都会非常有效。

Borra甚至说，在未来的几十年里，技术的发展也许可以造就在轨运行的口径达1千米的液态镜面望远镜。他说：“它也许可以用太阳帆驱动，真的是一个庞然大物。”

空间液态镜面望远镜的建议的确得到过认真的考虑。Borra说，在“星座计划”取消前，NASA认为100米口径的镜面将成为重返月球的主要理由之一。虽然NASA的计划改变了，但Borra认为终将有一日会迎来大型月基液态镜面望远镜的曙光。

与此同时，不列颠哥伦比亚省丛林里的这个闪亮的水银池，必将肩负起天文学家对于下一代望远镜的希望。

推荐访问:液态 望远镜 镜面