如何让一架望远镜发挥最大功效？把它送上天！

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作者：陈厚尊

编排：冯中

顾名思义，空间望远镜（ST, Space Telescope）泛指放置于宇宙空间的一类特殊的天文望远镜。其中名气最大的当属美国国家航空航天局（NASA）旗下的哈勃空间望远镜（HST, Hubble Space Telescope）。这一方面当然是因为NASA为维持哈勃望远镜项目耗资巨大，据说前前后后的投资已超过100亿美元，期间的发射与维护过程更是几经波折；更重要的原因还在于哈勃空间望远镜的工作波段涵盖了可见光部分，其经过特殊处理后的成图极具美感，自成一派。在天文爱好者圈子里广泛流行的“哈勃色”即是一种因模仿NASA处理哈勃望远镜拍摄的星云照片而诞生的色彩合成法。相较之下，工作于红外波段的斯皮泽空间望远镜（SST, Spitzer Space Telescope）和工作于伽马波段的康普顿伽马射线天文台（CGRO, Compton Gamma Ray Observatory）显然就没那么家喻户晓了。有人将空间望远镜的诞生视为继伽利略发明天文望远镜之后，天文学发展史上又一座重大的里程碑，因为它帮助人类摆脱了观天视线上的最后一层屏障：大气层，使得望远镜的实际分辨率最大程度上逼近其理论分辨率。这是一项了不起的成就。为了更清楚地了解这项技术背后非凡的意义，我们还是要从望远镜的分辨率与口径间的关系说起。

对于一架天文望远镜来说，最能表征其性能的参数便是“口径”，也就是物镜端的直径大小，通常用毫米或者米来表示。这是因为对望远镜而言，最重要的不是它的放大能力（显微系统似乎更看重这个），而是收集暗弱光线的能力。后者由望远镜的口径来决定。同样一个观测目标，在口径较大的望远镜下的观感就像视网膜屏上的高清图片，即使没有很高的放大率也一样能呈现出不错的观赏效果；而口径较小的望远镜的观感则像是打了马赛克的小分辨率图片，即使我们可以通过选择焦段更短的目镜以增加其放大率，也同样无济于事。相信对天文望远镜略有涉猎的读者对此一定不陌生。事实上，光学里有一个著名的瑞利判据可以定量地说明口径与分辨率的这种依赖关系：

公式的左边是望远镜的最小分辨角；λ代表望远镜的工作波长，这里可以取作可见光波长；代表望远镜口径。下表以可见光的中段波长（550纳米的黄光）为代表，列表给出几种典型的光学望远镜的理论分辨率，其中的“角秒”是一个天文学中常见的角度概念，1度=3600角秒。列几项数据以供参考：人的正常裸眼分辨率在60角秒左右，太阳系大行星的视直径多在2~40角秒，典型的光学双星间距多在0.5~20角秒。

一般来说，大气层对天文观测的影响主要表现在两方面：一是大气的消光作用；二是由大气的流动所导致的成像品质下降。即使是一台已经冷却完毕、与周围环境达到热学平衡的望远镜，其镜筒上空不断扰动的气团也会让成像发生不规则的抖动和扭曲，产生的效果就像是隔着烟囱或流水观察目标。对于天文台级别的大口径望远镜来说，糟糕的视宁度更多地会让原本清晰锐利的星点发生弥散，变得好像小绒球那样，模糊掉一些本该有的细节。天文学上用于定量描述大气稳定程度的数值被称为大气视宁度（Seeing）。它既可以用一到十级的经验分级来表示，也可以用星点的弥散度来表示（此时的单位是角秒）。在通常的静稳大气条件下，这个数值都徘徊在1~2角秒之间。当然，该数据也会因地而异、因时而异。条件较差的地方也许常年都在2角秒以上，条件较好的地方或许时常优于0.8角秒。鉴于此，当地的视宁度通常都是地面天文台在选址时所要考察的重要指标之一（当然，晴天率、湿度和交通便利性也同等重要）。比如夏威夷岛上的莫纳克亚火山（Mauna Kea）山顶就是全世界公认的视宁度最佳的天文台址，据说经常出现优于0.3角秒的绝佳视宁，堪称观天者的奥林匹斯山。如今，那里已经成了世界现代大型望远镜的荟萃之地（参见图1）。

对比上表看来，10寸反射镜的理论分辨率似乎已经触及了大气层的静稳极限，能充分发挥其理论分辨力的观测时机已然不多。当然，这并不代表天文爱好者们会拒绝考虑口径更大的观天设备。如今，口径16寸甚至20寸以上的大型反射镜在圈内也不算是稀罕物了。当然，他们看中的并非是光学分辨率，而是强大的集光能力，因为后者对于搜寻暗弱的深空目标（比如彗星）至关重要。

关于空间望远镜的构想最早可以追溯至1946年美国天文学家莱曼·斯皮泽（Lyman Spitzer）的一篇论文：《在地球之外的天文观测优势》。上文提到的斯皮泽望远镜正是为了纪念此君。在这篇论文中，斯皮泽指出了空间天文台的两大优势：其一，彻底摆脱闪烁不定的大气影响，充分利用望远镜的理论分辨率；其二，太空中的望远镜可自由观测大气窗口之外的电磁信息，比如紫外线、远红外线等等。此后，斯皮泽一直致力于空间望远镜事业的推进。无奈，当时的人类尚不具备将人造物体送上近地轨道的能力。因此，空间望远镜还只能停留于理论阶段。直到1957年10月4日，前苏联将第一颗人造卫星送入太空以后，空间望远镜的建造计划才被正式列入日程。从上世纪六十年代起，NASA陆续试水了两组轨道天文台（OAO），第一组因电池失效而失败，第二组获得了成功。这极大地鼓舞了公众舆论对大型空间望远镜项目的支持。因此在1968年，NASA确定了一项在太空中建造口径3米的反射镜计划，当时的名称是大型空间望远镜（LST, Large Space Telescope）。这台望远镜运行于近地轨道上，需有人维护。而同步发展的可重复航天飞机项目使得该设想成为可能。时间进入七十年代，由于政府开支紧缩，大型空间望远镜计划面临流产。天文学家为此多方奔走，才终于保住了原有预算的一半。如此一来，镜片的口径就由3米缩减为后来的2.4米。新的空间望远镜被正式命名为哈勃，以纪念二十世纪初那位伟大的天文学家。从1979年开始，哈勃望远镜的主镜片正式进入打磨抛光工序，可是由于种种原因，发射日期被一再推迟。1990年4月24日，哈勃空间望远镜终于搭乘“发现号”航天飞机升空，进入离地面540千米高的近地轨道。然而哈勃望远镜的坎坷经历并未就此结束。数星期后，地面人员在分析哈勃传回的第一批照片时发现其品质存在严重的问题：其中的星点都被弥散成了半径超过1角秒的圆。其后的光学分析表明这是由于主镜片的磨制错误所导致的球差。为此，地面人员又为哈勃专门设计了一种改正镜，由“奋进号”航天飞机的宇航员执行一次太空行走任务，安装在哈勃上面。这一年是1993年，哈勃从此开始向世人展现出它无与伦比的科研价值（参见图2和图3）。

哈勃空间望远镜升空后最早做出的一项成果便是精确测定哈勃常数H的大小。在标准宇宙模型中，这是一个与宇宙年龄有关的重要常数。在哈勃升空以前，天文学家们通过地面观测所取得的哈勃常数误差多徘徊在50%。这意味着当时的天文学家只能将宇宙年龄确定在100亿到200亿年之间。而哈勃空间望远镜的观测将上述误差一下缩小到了10%以内。这与后来通过其他技术手段获得的137亿年的数值相符。时至今日，哈勃空间望远镜已在轨运行了26个年头，远超当初15年的设计寿命。期间，哈勃平均每月向地面传输829GB的数据，累计已超过100TB。直接或间接通过哈勃空间望远镜的成果而发表的论文数目超过了13000篇，包括几项问鼎诺贝尔奖的成果。如今的哈勃已垂垂老矣。2009年5月，“亚特兰蒂斯号”航天飞机对它执行了第五次，也是最后一次在轨维护。其后不久，美国的航天飞机项目正式宣告退役。这意味着那个曾经六次将宇航员送上月球的发达国家，在很长一段时间内甚至失去了把人送上近地轨道的能力，因而也就不得不放弃了对哈勃的保养与升级。不过幸运的是，在刚刚过去的2016年11月2号，NASA的现任局长查尔斯·博尔登宣布：经过二十多年的不懈努力，哈勃空间望远镜的接班人——詹姆斯·韦伯空间望远镜（JWST, James Webb Space Telescope）终于建造完毕，将进入测试和转运阶段，并计划于2018年10月在法属圭亚那，通过欧空局（ESA）的阿里安5号（Ariane 5）大型运载火箭发射升空。

韦伯空间望远镜虽被冠以“哈勃继任者”的称号，那不过是NASA为寻求公众的财政支持而寻的一个幌子罢了。事实上，除了它们都叫空间望远镜之外，二者间的相似点很少。首先，韦伯空间望远镜的工作波段落在0.6~28.5μm，这主要是近红外和中红外波段，勉强包括了红到红橙部分的可见光。相较之下，哈勃的工作波段却落在近红外到紫外部分，并将全部的可见光囊括在内。韦伯的主镜之所以被镀成了显眼的金色，就是因为金元素对红外光的反射率比哈勃的银色铝膜来得高。其次，韦伯望远镜的轨道高度比哈勃要高得多。仍是考虑到韦伯望远镜的工作波段问题，需要避开地球与太阳这两个强大的干扰源，甚至韦伯望远镜自身所散发的红外干扰也需要减弱。为此，NASA不得不将韦伯望远镜放置在日地系统的第二拉格朗日点（L2）附近。L2处在日地连线的延长线上，距离地球150万公里。这相当于月球到地球距离的四倍。根据开普勒第三定律，离太阳越远的天体绕日周期也越长。另一方面，若增加来自太阳方向的引力，天体的绕日周期又会缩短。这使得L2附近的力学情况达到了某种平衡。在这里，地球与太阳引力叠加所导致的周期缩短效应，恰好弥补了其远离太阳而导致的周期延长效应。因而L2附近的天体的绕日周期也是一年。在地球看来它好像是一个固定不动的点。在那里，硕大的地影常年遮蔽约83%的太阳表面，只留下一轮圆形的日环。就好像地球上所看到的日环食那样。如此天然的冷却优势，再配合上主镜背后那五层硕大的遮阳板，就可以将韦伯望远镜的“体温”降至50K以下（相当于零下223℃），成为一台高度灵敏的红外线接收装置。

不过，詹姆斯·韦伯望远镜并不会被严格放置于日地系统的L2点上，而是运行在一个环绕L2的圆形轨道上，轨道半径约80万公里，轨道平面同黄道面斜交一个角度，环绕周期为半年。这样一个奇特的轨道设计被称为晕轨道（Halo Orbit），最早由天才的NASA轨道设计专家罗伯特·法库尔（Robert W. Farquhar）提出。这样做有两个好处，一是克服了韦伯望远镜面向地球发送数据时的日凌难题；二是大大扩展了适合韦伯望远镜观测的天区范围。不过，这样的轨道设计也意味着韦伯空间望远镜项目必须一次成功。万一出现了像哈勃望远镜那样的意外情况，宇航员绝不可能前往那么遥远而寒冷的地方对其进行维护与修复。