光學(xué)紅外干涉儀，作為現(xiàn)代天文學(xué)家研究宇宙的“武器庫”里面規(guī)模最大、最復(fù)雜的一件家伙，在它的分辨率面前，一臺10米級的光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡都要甘拜下風(fēng)。它的威力為何如此強(qiáng)大，它是什么樣子的呢？
圖源：www.eso.org
望遠(yuǎn)鏡的口徑越大，它收集星光的能力越強(qiáng)，分辨率也就越好。正因?yàn)檫@一點(diǎn)，從古至今，無論是在光學(xué)/紅外波段，還是在射電波段，望遠(yuǎn)鏡的口徑都在不斷增大。望遠(yuǎn)鏡觀測能力的提升，能夠幫助天文學(xué)家更好地探測到來自宇宙更深處的暗弱天體的信息。如今，觀察那些隱藏在暗弱的恒星旁的行星，尋找類似地球環(huán)境，甚至可能具有宜居環(huán)境的系外行星已成為天文學(xué)研究的重要目標(biāo)之一。
但是要想觀測到這樣的目標(biāo)卻極為困難。觀測的難點(diǎn)主要有兩重：第一，宿主恒星與行星之間的亮度差異實(shí)在太大；第二，類地行星距離宿主恒星的角距離太小。要根本解決這兩個問題，望遠(yuǎn)鏡的分辨率就必須非常高，達(dá)到毫角秒量級（1度等于3,600,000毫角秒）。如果不考慮大氣湍流的影響，這就要求工作在光學(xué)/紅外波段的望遠(yuǎn)鏡的口徑必須要達(dá)到百米的量級！對于人類最熟知、信息量最豐富的光學(xué)/紅外波段，由于其波長短，對于鏡面加工的工藝要求遠(yuǎn)高于射電波段。單塊鏡面的最大尺寸也就被工藝限制在了8米左右。盡管聰明的天文學(xué)家提出了像凱克望遠(yuǎn)鏡、三十米望遠(yuǎn)鏡這樣利用拼接鏡面增大口徑的方法，但建造一臺直徑三十米級望遠(yuǎn)鏡的成本仍高達(dá)100億人民幣。天文學(xué)家就想了，有沒有辦法不用建造一臺100米級的望遠(yuǎn)鏡就能在光學(xué)/紅外波段實(shí)現(xiàn)100米級望遠(yuǎn)鏡的分辨率的觀測呢？
圖1. 三十米望遠(yuǎn)鏡（TMT）。主鏡面采用492塊對角1.44米的六角形子鏡拼接成拋物面形。（圖源：www.tmt.org）
量子力學(xué)經(jīng)典實(shí)驗(yàn)提供新思路
既然拼接子鏡的主鏡面是將主鏡分割成一塊一塊的子鏡，然后極致精準(zhǔn)地將它們拼接到對應(yīng)的位置上。那如果我們?nèi)サ舸蟛糠值淖隅R，只留下部分子鏡，甚至只留下直徑兩頭的那兩塊距離最遠(yuǎn)的子鏡去觀測，又會得到什么呢？這里我們把這兩塊子鏡連同后頭的光路簡化一下。一塊子鏡加上后續(xù)光路就可以認(rèn)為是一個小望遠(yuǎn)鏡，一個接收星光的孔。兩個這樣的結(jié)構(gòu)就對應(yīng)兩個孔。遙遠(yuǎn)的天體發(fā)出來的光到地球上可以近似成平面光源。如果我們把它畫出來（圖2），你會發(fā)現(xiàn)，這不就是高中所學(xué)的雙縫干涉實(shí)驗(yàn)嘛。沒錯，就是那個關(guān)于光的波粒二象性的實(shí)驗(yàn)，網(wǎng)紅“十大驚悚實(shí)驗(yàn)之首”！
圖2. 楊氏雙縫干涉實(shí)驗(yàn)簡圖。（圖源：en.wikipedia.org）
我們仔細(xì)看一下圖2，左側(cè)平面波經(jīng)過兩個小孔會在接收屏P上呈現(xiàn)右側(cè)明暗交替的干涉條紋。兩條相鄰明或暗條紋之間的間距正比于波長（l）與小孔之間的間距（基線的長度，d），l/d。這里我們又看到了那熟悉的l/d，也就是望遠(yuǎn)鏡分辨率對應(yīng)的l/d。條紋的分辨率和望遠(yuǎn)鏡的分辨率幾乎一樣！區(qū)別僅是望遠(yuǎn)鏡的分辨率由望遠(yuǎn)鏡的口徑?jīng)Q定，而條紋的分辨由基線的長度決定。如果像這個例子里面，我們采用望遠(yuǎn)鏡兩頭的兩個小鏡子，基線長度等于望遠(yuǎn)鏡口徑的話，那這兩個分辨率簡直就是一回事兒！
我們換一種思路來看，一個完整面的望遠(yuǎn)鏡可以看作是無數(shù)小鏡子和無數(shù)不同長度的基線的組合。這個完整面的望遠(yuǎn)鏡在接收平面波的時候得到的是一個像圖3這樣的艾麗斑。
圖3. 用激光打到一個直徑90微米小孔生成的艾麗斑。（圖源：en.wikipedia.org）
它是什么樣子的？明暗相間的圓！它的兩條相鄰條紋間距正比于l/d（這里的d是望遠(yuǎn)鏡的口徑）！也就是說，我們可以這么認(rèn)為，每一條基線實(shí)際上就是在它的長度上對信號進(jìn)行探測，基線的長度越長，它所探測的分辨率也就越高。而在完整鏡面上的不同方向的無數(shù)條基線則探測了信號源各個方向的形狀變化。因此我們可以從這件事上總結(jié)出兩條規(guī)律：
基線越長，分辨率越高；
基線越多，越能得到像在不同空間尺度下形狀變化的信息。
現(xiàn)在又回到原來的問題，如果我們想讓分辨率接近100米光學(xué)/紅外口徑望遠(yuǎn)鏡所能達(dá)到的水平，而且還能得到一個類似成像的效果，怎么辦？答案就在上面兩條：
我們造兩臺間隔100米的望遠(yuǎn)鏡。只要能保證它們的光“相干”（圖2，星光穿過小孔后從小孔右側(cè)到接收屏這段路上，走的光程應(yīng)該一樣，或相差之多不能大于20分之波長），便可以產(chǎn)生干涉條紋。
盡可能多地造多組望遠(yuǎn)鏡，實(shí)現(xiàn)不同長度，不同方向的基線，探測相應(yīng)的干涉條紋。
這里再多加一條，通過傅立葉變化，將得到的干涉圖轉(zhuǎn)換回圖像。當(dāng)然由于基線數(shù)量有限，圖像總會有些畸變。但利用這個辦法，我們就可以成功地將分辨率有效提高到接近100米光學(xué)/紅外口徑望遠(yuǎn)鏡的水平。這就是迄今國際上最成功的光學(xué)紅外干涉陣，由4臺位置固定的8.2米直徑的望遠(yuǎn)鏡以及4臺可以在滑軌上做平面移動的1.8米望遠(yuǎn)鏡中任意四臺組成的甚大望遠(yuǎn)鏡陣（VLTI，Very Large Telescope Interferometer）的基本原理！
圖4. VLTI，甚大望遠(yuǎn)鏡陣。4臺8.2米望遠(yuǎn)鏡，3臺1.8米輔助望遠(yuǎn)鏡（第4臺在照這張圖的2007年還沒裝上）。圖像中白色的線就是光所走的路線。每一對望遠(yuǎn)鏡構(gòu)成一條基線。VLTI可以同時利用其中任意四臺望遠(yuǎn)鏡組成干涉陣。
延遲線，生命線
要想實(shí)現(xiàn)干涉條紋，最重要的就是要保證來自天體的光在到達(dá)干涉器件（前面介紹的接收屏就是最簡單的一種）之前，光程應(yīng)該是近似一樣的，通常認(rèn)為不能超過波長的20分之一。當(dāng)觀測在紅外波段也就是波長在近紅外微米量級的情況下，就要保持兩束光在傳輸過程中的傳輸長度差別在幾十納米的量級。在可見光波段要求則更高。這對VLTI動輒100多米的傳輸光路來說，調(diào)整的精度要求極高。而這部分正是VLTI做得最成功的環(huán)節(jié)。
圖5. VLTI的原理簡圖。（圖源：www.eso.org）
圖5是VLTI的一條基線在形成干涉條紋前所涉及的光路簡圖。來自天體的信號被望遠(yuǎn)鏡接收，經(jīng)過望遠(yuǎn)鏡的奈氏焦點(diǎn)（Nasmyth focus）從庫德焦點(diǎn)（Coude focus）下到前面圖4中地上的洞洞里開始向光束合并實(shí)驗(yàn)室（Beam Combination Lab）移動。為了使來自兩臺望遠(yuǎn)鏡的光束路徑長度保持一致，在每束光所經(jīng)過的路線上增加了沿光線路徑滑動的小車。小車上搭載了一臺望遠(yuǎn)鏡（貓眼往復(fù)反射式望遠(yuǎn)鏡，Cat's eye retro reflector）。望遠(yuǎn)鏡在這里起到兩個作用：
可以將其整個看做一面反射鏡。通過移動小車，拉長或縮短光線從望遠(yuǎn)鏡到達(dá)實(shí)驗(yàn)室所經(jīng)過的光路的長度。
在小車移動過程中，保持將望遠(yuǎn)鏡瞳面映射到儀器入射面。由于光線在經(jīng)過這條光路的傳輸過程中被光路所延遲，所以這條光路也就被稱為延遲線（Delay Line）。
我們在圖6中可以看到兩個有著四個孔的方盒子，里面裝著的就是上圖里面那個延遲用的反射式望遠(yuǎn)鏡。方盒子下面的小車帶著方盒子在滑軌上跑來跑去，構(gòu)成了延遲線上主動調(diào)整的部分。正是這一條條的延遲線使VLTI的多臺望遠(yuǎn)鏡有機(jī)地組合成一體，可謂是VLTI的生命線！
圖6. VLTI的延遲線。（圖源：VLTI Tutorial: VLTI Concept & technical aspects, B. Koehler, 20November 2001, Garching）
當(dāng)然對于光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡而言，在觀測的時候還有另一層麻煩，那就是頭頂上不斷變化的大氣湍流。雖然小望遠(yuǎn)鏡對于大氣湍流沒有大望遠(yuǎn)鏡敏感，但大氣湍流仍會帶來低階相差（尤其是傾斜相差），使光波的相位差超過干涉形成的要求。所以在VLTI當(dāng)中，所有輔助望遠(yuǎn)鏡都配備了用于矯正傾斜的擺鏡。而當(dāng)VLTI將8.2米大口徑望遠(yuǎn)鏡切入進(jìn)來時，則不僅需要配備傾斜矯正，還需要結(jié)合自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)保證整個瞳面接收的波前像差降低到允許水平。同時由于大氣抖動，還會造成條紋的移動，也就需要在光束合并實(shí)驗(yàn)室配備條紋跟蹤器。
圖7. 組成VLTI的另外幾個子系統(tǒng)。左圖，實(shí)現(xiàn)傾斜矯正的STRAP。中圖，實(shí)現(xiàn)自適應(yīng)光學(xué)矯正的MACAO。右圖，實(shí)現(xiàn)條紋跟蹤的FINITO。（圖源：www.eso.org）
探測深空的顯微鏡
在之前VLTI組成干涉陣的時候，使用最多的模式還是采用四臺1.8米輔助望遠(yuǎn)鏡構(gòu)型。但當(dāng)VLTI采用四臺8.2米望遠(yuǎn)鏡，并結(jié)合自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，高效光束合并儀器等組陣之后，VLTI不僅在分辨率上可以等同于一臺130米口徑的望遠(yuǎn)鏡，在靈敏度上遠(yuǎn)優(yōu)于輔助望遠(yuǎn)鏡的構(gòu)型。對暗弱天體，尤其是類地行星的成像、采集光譜都成為可能！而這套組合系統(tǒng)，也就是VLTI的第二代精測儀器GRAVITY。得益于GRAVITY的超高分辨率，天文學(xué)家便可以從密集的星場中觀測到微小暗弱的天體，精測天體軌道和形狀變化。我們知道在我們的銀河系中心存在一個超大質(zhì)量的黑洞。由于這個黑洞質(zhì)量極大，當(dāng)恒星穿過這個黑洞所產(chǎn)生的極端引力場時就會產(chǎn)生廣義相對論所預(yù)言的引力紅移效應(yīng)。也就是說，恒星隨著軌道距離黑洞越來越近，顏色會逐漸偏紅的現(xiàn)象（圖8）。利用GRAVITY，天文學(xué)家在2018年第一次在繞行超大質(zhì)量黑洞的恒星上觀測到這一現(xiàn)象。觀測的結(jié)果與廣義相對論的理論預(yù)言精確吻合！與此同時，科學(xué)家們還利用GRAVITY發(fā)現(xiàn)了圍繞在這個超大質(zhì)量黑洞附近以光速的30%高速旋轉(zhuǎn)的氣體，進(jìn)一步證實(shí)了銀河系超大質(zhì)量黑洞的存在。
圖8. 藝術(shù)家繪制的S2在穿過超大質(zhì)量黑洞引力場時產(chǎn)生的引力紅移效應(yīng)。（圖源：www.mpe.mpg.de）
就在不久以前，GRAVITY還幫助了包括我國天文學(xué)家在內(nèi)的一個天文團(tuán)組第一次成功利用光學(xué)干涉陣精測了遠(yuǎn)在129光年以外，圍繞天馬座一顆恒星HR8799旋轉(zhuǎn)的系外行星HR8799e。利用遠(yuǎn)優(yōu)于以往所采集的這顆行星光譜數(shù)據(jù)，科學(xué)家可以更清晰到了解這顆行星上的大氣環(huán)境。從結(jié)果來看，盡管這顆行星表面溫度高達(dá)1000攝氏度，不適合人類居住，但大氣成分卻顯示這是一顆極為年輕的“超級木星”，也就因此非常適合用于研究行星在這個階段的演化過程。
圖9. 藝術(shù)家繪制的HR8799e。（圖源：www.eso.org）
VLTI的成功源自于科學(xué)家對各個子系統(tǒng)的精益求精。從8.2米的甚大望遠(yuǎn)鏡，1.8米的輔助望遠(yuǎn)鏡，延遲線，傾斜、自適應(yīng)光學(xué)矯正系統(tǒng)，條紋跟蹤，到最后末端的高性能科學(xué)儀器，整條鏈路都堪稱同類設(shè)備的典范。同時結(jié)合來自4路甚大望遠(yuǎn)鏡光線的VLTI的末端儀器GRAVITY的上線已經(jīng)幫助我國天文學(xué)家取得了令人驕傲的成就。期望在不久的將來，我們也能發(fā)展出高水平的此類設(shè)備為中國天文學(xué)家所用，取得更輝煌的成果。本文只介紹了光學(xué)/紅外干涉陣的優(yōu)點(diǎn)，但有優(yōu)點(diǎn)必然也會有它的局限性。受篇幅限制，我們這里不再贅述。對這方面感興趣的同學(xué)和老師可以參考文獻(xiàn)當(dāng)中所羅列的幾本書。 馮麓，一個學(xué)工的理學(xué)博士，2012畢業(yè)于中國科學(xué)院研究生院?，F(xiàn)任中國科學(xué)院國家天文臺副研究員。主要研究方向?yàn)樽赃m應(yīng)光學(xué)及鈉激光導(dǎo)星激光器相關(guān)技術(shù)。非常有幸能夠從博士期間到現(xiàn)在先后參與VLT，ELT，TMT自適應(yīng)光學(xué)相關(guān)技術(shù)的研發(fā)，并在近兩年參與到國內(nèi)建設(shè)大口徑光學(xué)/紅外望遠(yuǎn)鏡的前期籌劃工作當(dāng)中。
