如何讓一架望遠鏡發揮最大功效？把它送上天！

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作者：陳厚尊

編排：馮中

顧名思義，空間望遠鏡（ST, Space Telescope）泛指放置於宇宙空間的一類特殊的天文望遠鏡。其中名氣最大的當屬美國國家航空航天局（NASA）旗下的哈勃空間望遠鏡（HST, Hubble Space Telescope）。這一方面當然是因為NASA為維持哈勃望遠鏡項目耗資巨大，據說前前後後的投資已超過100億美元，期間的發射與維護過程更是幾經波折；更重要的原因還在於哈勃空間望遠鏡的工作波段涵蓋了可見光部分，其經過特殊處理後的成圖極具美感，自成一派。在天文愛好者圈子裡廣泛流行的「哈勃色」即是一種因模仿NASA處理哈勃望遠鏡拍攝的星雲照片而誕生的色彩合成法。相較之下，工作於紅外波段的斯皮澤空間望遠鏡（SST, Spitzer Space Telescope）和工作於伽馬波段的康普頓伽馬射線天文台（CGRO, Compton Gamma Ray Observatory）顯然就沒那麼家喻戶曉了。有人將空間望遠鏡的誕生視為繼伽利略發明天文望遠鏡之後，天文學發展史上又一座重大的里程碑，因為它幫助人類擺脫了觀天視線上的最後一層屏障：大氣層，使得望遠鏡的實際解析度最大程度上逼近其理論解析度。這是一項了不起的成就。為了更清楚地了解這項技術背後非凡的意義，我們還是要從望遠鏡的解析度與口徑間的關係說起。

對於一架天文望遠鏡來說，最能表徵其性能的參數便是「口徑」，也就是物鏡端的直徑大小，通常用毫米或者米來表示。這是因為對望遠鏡而言，最重要的不是它的放大能力（顯微系統似乎更看重這個），而是收集暗弱光線的能力。後者由望遠鏡的口徑來決定。同樣一個觀測目標，在口徑較大的望遠鏡下的觀感就像視網膜屏上的高清圖片，即使沒有很高的放大率也一樣能呈現出不錯的觀賞效果；而口徑較小的望遠鏡的觀感則像是打了馬賽克的小解析度圖片，即使我們可以通過選擇焦段更短的目鏡以增加其放大率，也同樣無濟於事。相信對天文望遠鏡略有涉獵的讀者對此一定不陌生。事實上，光學裡有一個著名的瑞利判據可以定量地說明口徑與解析度的這種依賴關係：

公式的左邊是望遠鏡的最小分辨角；λ代表望遠鏡的工作波長，這裡可以取作可見光波長；代表望遠鏡口徑。下表以可見光的中段波長（550納米的黃光）為代表，列表給出幾種典型的光學望遠鏡的理論解析度，其中的「角秒」是一個天文學中常見的角度概念，1度=3600角秒。列幾項數據以供參考：人的正常裸眼解析度在60角秒左右，太陽系大行星的視直徑多在2~40角秒，典型的光學雙星間距多在0.5~20角秒。

表1，幾種望遠鏡的口徑與理論解析度對照表

一般來說，大氣層對天文觀測的影響主要表現在兩方面：一是大氣的消光作用；二是由大氣的流動所導致的成像品質下降。即使是一台已經冷卻完畢、與周圍環境達到熱學平衡的望遠鏡，其鏡筒上空不斷擾動的氣團也會讓成像發生不規則的抖動和扭曲，產生的效果就像是隔著煙囪或流水觀察目標。對於天文台級別的大口徑望遠鏡來說，糟糕的視寧度更多地會讓原本清晰銳利的星點發生彌散，變得好像小絨球那樣，模糊掉一些本該有的細節。天文學上用於定量描述大氣穩定程度的數值被稱為大氣視寧度（Seeing）。它既可以用一到十級的經驗分級來表示，也可以用星點的彌散度來表示（此時的單位是角秒）。在通常的靜穩大氣條件下，這個數值都徘徊在1~2角秒之間。當然，該數據也會因地而異、因時而異。條件較差的地方也許常年都在2角秒以上，條件較好的地方或許時常優於0.8角秒。鑒於此，當地的視寧度通常都是地面天文台在選址時所要考察的重要指標之一（當然，晴天率、濕度和交通便利性也同等重要）。比如夏威夷島上的莫納克亞火山（Mauna Kea）山頂就是全世界公認的視寧度最佳的天文台址，據說經常出現優於0.3角秒的絕佳視寧，堪稱觀天者的奧林匹斯山。如今，那裡已經成了世界現代大型望遠鏡的薈萃之地（參見圖1）。

圖1，夏威夷莫納克亞山頂的天文台集群一角。從左往右依次是日本的昴星團望遠鏡、凱克I望遠鏡、凱克II望遠鏡、NASA紅外望遠鏡

對比上表看來，10寸反射鏡的理論解析度似乎已經觸及了大氣層的靜穩極限，能充分發揮其理論分辨力的觀測時機已然不多。當然，這並不代表天文愛好者們會拒絕考慮口徑更大的觀天設備。如今，口徑16寸甚至20寸以上的大型反射鏡在圈內也不算是稀罕物了。當然，他們看中的並非是光學解析度，而是強大的集光能力，因為後者對於搜尋暗弱的深空目標（比如彗星）至關重要。

關於空間望遠鏡的構想最早可以追溯至1946年美國天文學家萊曼·斯皮澤（Lyman Spitzer）的一篇論文：《在地球之外的天文觀測優勢》。上文提到的斯皮澤望遠鏡正是為了紀念此君。在這篇論文中，斯皮澤指出了空間天文台的兩大優勢：其一，徹底擺脫閃爍不定的大氣影響，充分利用望遠鏡的理論解析度；其二，太空中的望遠鏡可自由觀測大氣窗口之外的電磁信息，比如紫外線、遠紅外線等等。此後，斯皮澤一直致力於空間望遠鏡事業的推進。無奈，當時的人類尚不具備將人造物體送上近地軌道的能力。因此，空間望遠鏡還只能停留於理論階段。直到1957年10月4日，前蘇聯將第一顆人造衛星送入太空以後，空間望遠鏡的建造計劃才被正式列入日程。從上世紀六十年代起，NASA陸續試水了兩組軌道天文台（OAO），第一組因電池失效而失敗，第二組獲得了成功。這極大地鼓舞了公眾輿論對大型空間望遠鏡項目的支持。因此在1968年，NASA確定了一項在太空中建造口徑3米的反射鏡計劃，當時的名稱是大型空間望遠鏡（LST, Large Space Telescope）。這台望遠鏡運行於近地軌道上，需有人維護。而同步發展的可重複太空梭項目使得該設想成為可能。時間進入七十年代，由於政府開支緊縮，大型空間望遠鏡計劃面臨流產。天文學家為此多方奔走，才終於保住了原有預算的一半。如此一來，鏡片的口徑就由3米縮減為後來的2.4米。新的空間望遠鏡被正式命名為哈勃，以紀念二十世紀初那位偉大的天文學家。從1979年開始，哈勃望遠鏡的主鏡片正式進入打磨拋光工序，可是由於種種原因，發射日期被一再推遲。1990年4月24日，哈勃空間望遠鏡終於搭乘「發現號」太空梭升空，進入離地面540千米高的近地軌道。然而哈勃望遠鏡的坎坷經歷並未就此結束。數星期後，地面人員在分析哈勃傳回的第一批照片時發現其品質存在嚴重的問題：其中的星點都被彌散成了半徑超過1角秒的圓。其後的光學分析表明這是由於主鏡片的磨製錯誤所導致的球差。為此，地面人員又為哈勃專門設計了一種改正鏡，由「奮進號」太空梭的宇航員執行一次太空行走任務，安裝在哈勃上面。這一年是1993年，哈勃從此開始向世人展現出它無與倫比的科研價值（參見圖2和圖3）。

圖2，在軌飛行的哈勃太空望遠鏡。照片拍攝於1997年，當時「發現號」太空梭正在執行針對哈勃望遠鏡的第二輪維護任務。哈勃太空望遠鏡全長13.2米，重約11.1噸，最大直徑4.2米，是一台R-C結構的卡塞格林式反射望遠鏡。

圖3，哈勃拍攝的紅外波段的馬頭星雲（Horsehead Nebula），由NASA發佈於哈勃望遠鏡升空23周年之際。你可以在其中看到豐富而立體的暗星雲細節，以及背景上數不清的、姿態各異的星系

哈勃空間望遠鏡升空後最早做出的一項成果便是精確測定哈勃常數H的大小。在標準宇宙模型中，這是一個與宇宙年齡有關的重要常數。在哈勃升空以前，天文學家們通過地面觀測所取得的哈勃常數誤差多徘徊在50%。這意味著當時的天文學家只能將宇宙年齡確定在100億到200億年之間。而哈勃空間望遠鏡的觀測將上述誤差一下縮小到了10%以內。這與後來通過其他技術手段獲得的137億年的數值相符。時至今日，哈勃空間望遠鏡已在軌運行了26個年頭，遠超當初15年的設計壽命。期間，哈勃平均每月向地面傳輸829GB的數據，累計已超過100TB。直接或間接通過哈勃空間望遠鏡的成果而發表的論文數目超過了13000篇，包括幾項問鼎諾貝爾獎的成果。如今的哈勃已垂垂老矣。2009年5月，「亞特蘭蒂斯號」太空梭對它執行了第五次，也是最後一次在軌維護。其後不久，美國的太空梭項目正式宣告退役。這意味著那個曾經六次將宇航員送上月球的發達國家，在很長一段時間內甚至失去了把人送上近地軌道的能力，因而也就不得不放棄了對哈勃的保養與升級。不過幸運的是，在剛剛過去的2016年11月2號，NASA的現任局長查爾斯·博爾登宣布：經過二十多年的不懈努力，哈勃空間望遠鏡的接班人——詹姆斯·韋伯空間望遠鏡（JWST, James Webb Space Telescope）終於建造完畢，將進入測試和轉運階段，並計劃於2018年10月在法屬蓋亞那，通過歐空局（ESA）的阿里安5號（Ariane 5）大型運載火箭發射升空。

圖4，詹姆斯·韋伯空間望遠鏡的頂面和底面效果圖。主鏡由18片六邊形鍍金鏡片拼接而成，等效口徑6.5米，總重6.5噸。主鏡後有一面巨大的遮陽板，其主要作用是遮光與隔熱。詹姆斯·韋伯是上世紀NASA的第二任局長，曾主導了美國載人航天和阿波羅計劃，引領了一個偉大的時代

圖5，哈勃望遠鏡與韋伯望遠鏡的主鏡對比圖，旁邊附以直立的成年人作參考

韋伯空間望遠鏡雖被冠以「哈勃繼任者」的稱號，那不過是NASA為尋求公眾的財政支持而尋的一個幌子罷了。事實上，除了它們都叫空間望遠鏡之外，二者間的相似點很少。首先，韋伯空間望遠鏡的工作波段落在0.6~28.5μm，這主要是近紅外和中紅外波段，勉強包括了紅到紅橙部分的可見光。相較之下，哈勃的工作波段卻落在近紅外到紫外部分，並將全部的可見光囊括在內。韋伯的主鏡之所以被鍍成了顯眼的金色，就是因為金元素對紅外光的反射率比哈勃的銀色鋁膜來得高。其次，韋伯望遠鏡的軌道高度比哈勃要高得多。仍是考慮到韋伯望遠鏡的工作波段問題，需要避開地球與太陽這兩個強大的干擾源，甚至韋伯望遠鏡自身所散發的紅外干擾也需要減弱。為此，NASA不得不將韋伯望遠鏡放置在日地系統的第二拉格朗日點（L2）附近。L2處在日地連線的延長線上，距離地球150萬公里。這相當於月球到地球距離的四倍。根據開普勒第三定律，離太陽越遠的天體繞日周期也越長。另一方面，若增加來自太陽方向的引力，天體的繞日周期又會縮短。這使得L2附近的力學情況達到了某種平衡。在這裡，地球與太陽引力疊加所導致的周期縮短效應，恰好彌補了其遠離太陽而導致的周期延長效應。因而L2附近的天體的繞日周期也是一年。在地球看來它好像是一個固定不動的點。在那裡，碩大的地影常年遮蔽約83%的太陽表面，只留下一輪圓形的日環。就好像地球上所看到的日環食那樣。如此天然的冷卻優勢，再配合上主鏡背後那五層碩大的遮陽板，就可以將韋伯望遠鏡的「體溫」降至50K以下（相當於零下223℃），成為一台高度靈敏的紅外線接收裝置。

不過，詹姆斯·韋伯望遠鏡並不會被嚴格放置於日地系統的L2點上，而是運行在一個環繞L2的圓形軌道上，軌道半徑約80萬公里，軌道平面同黃道面斜交一個角度，環繞周期為半年。這樣一個奇特的軌道設計被稱為暈軌道（Halo Orbit），最早由天才的NASA軌道設計專家羅伯特·法庫爾（Robert W. Farquhar）提出。這樣做有兩個好處，一是克服了韋伯望遠鏡面向地球發送數據時的日凌難題；二是大大擴展了適合韋伯望遠鏡觀測的天區範圍。不過，這樣的軌道設計也意味著韋伯空間望遠鏡項目必須一次成功。萬一出現了像哈勃望遠鏡那樣的意外情況，宇航員絕不可能前往那麼遙遠而寒冷的地方對其進行維護與修復。

圖6，遮陽板與太陽方向對韋伯望遠鏡觀測角度的影響

受到遮陽板和太陽方向的雙重影響，適合韋伯望遠鏡觀測的天區和目標也是隨時變化的（參見圖6）。粗略地講，靠近黃道的目標適宜觀測的時間最短，每年只有兩段窗口期，每段窗口期有53天。黃緯越高的天體每年適宜觀測的時間也越長。黃緯45度以上的天體每年將只有一段窗口期，190天起步，及至黃緯85度以內的天體，全年均可觀測。

為了將重達6.5噸的韋伯望遠鏡送到那樣一個遙遠而寒冷的地方，NASA甚至動用了像阿里安5號這樣的大型運載火箭。韋伯望遠鏡從地球升空以後，需要歷經29天的漫長飛行才能抵達L2點。在此期間，韋伯望遠鏡有充足的時間做入軌準備，其中包括太陽能帆板展開、主鏡展開、遮陽板展開等等。NASA在官網上掛出了一段五分鐘的動畫視頻，詳細演示了韋伯望遠鏡在飛往L2的途中需要完成的一系列展開動作，堪稱精妙。有興趣的讀者可自行搜索觀看。

在本文的最後，我們簡略地談一談十三五期間我國關於空間望遠鏡的發展規劃。一直以來，我國的空間望遠鏡項目都是依託空間站的建造計劃而開展的。按照現有思路，未來，中國將在自己的空間站旁邊發射一個獨立的光學艙，與前者保持共軌飛行。當需要補加推進劑或升級部件時，光學艙與空間站交會對接，由航天員來操作，維護成本較低。該光學艙的設計壽命為10年，功能上類似於哈勃空間望遠鏡，但視場更寬廣。利用它，我國的天文學家有望在宇宙的起源、發展和演化等前沿領域取得突破。

— 完 —

責任編輯：馮中

牧夫新媒體編輯部

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哈勃 v.s. 韋伯

via 牧夫天文

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