Anil Ananthaswamy 文 Shea 編譯
2008年11月，人類第一次直接看到了圍繞其他恒星轉(zhuǎn)動(dòng)的行星。盡管這是一個(gè)巨大的成就，但是這些行星都要比木星大得多，并且它們的軌道半徑都在24個(gè)天文單位到119個(gè)天文單位之間。這里1個(gè)天文單位相當(dāng)于地球到太陽的距離。
我們的夢(mèng)想是直接看到那些非常靠近恒星、和地球相仿的行星。這就要求望遠(yuǎn)鏡能透過恒星耀眼的光芒看到比2008年11月所看到的行星還要小3,000倍的天體。這即便對(duì)于目前世界上最大的10.4米西班牙加那利群島大型望遠(yuǎn)鏡來說也是“不可能”的任務(wù)。但也許十年之內(nèi)，三架巨型望遠(yuǎn)鏡就能把“不可能”變成“可能”。
24.5米的巨麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（GMT）、三十米望遠(yuǎn)鏡（TMT）和42米的歐洲特大望遠(yuǎn)鏡（E-ELT）每一個(gè)都將能收集到來自太陽系外行星的光線，并且使得天文學(xué)家們能夠通過分光儀來研究它們大氣的組成。“在近鄰恒星的宜居帶中是否存在類地行星？這是一個(gè)我們非常想回答的問題，”在歐洲南方天文臺(tái)為E-ELT工作的馬爾庫斯·基斯勒-帕提格（Markus Kissler-Patig）說。
通過測(cè)量其邊緣恒星的運(yùn)動(dòng)速度，這些望遠(yuǎn)鏡也能用來研究星系中央的超大質(zhì)量黑洞。現(xiàn)在的望遠(yuǎn)鏡還只能對(duì)我們的銀河系的中央黑洞進(jìn)行這樣的觀測(cè)。“有了TMT我們就能研究近距星系中的黑洞，”美國加州大學(xué)圣克魯茲分校的TMT科學(xué)家杰里·納爾遜（Jerry Nelson）說。
[圖片說明]：24.5米的巨麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（GMT）。版權(quán)：GMT官方網(wǎng)站。點(diǎn)擊查看大圖。
這三架望遠(yuǎn)鏡甚至還能用來直接測(cè)量宇宙膨脹的速度。在過去的十年中，天文學(xué)家已經(jīng)發(fā)現(xiàn)遙遠(yuǎn)的超新星看上去要比預(yù)期的暗，這被認(rèn)為是由宇宙加速膨脹造成的。但是這一解釋依賴于數(shù)學(xué)模型。但如果有了類似E-ELT這樣的望遠(yuǎn)鏡，天文學(xué)家們就可以通過監(jiān)測(cè)位于宇宙邊緣的明亮類星體來直接測(cè)量宇宙膨脹的速率。在這些類星體的光線射向我們的過程中會(huì)穿過星系團(tuán)。每穿越一個(gè)星系團(tuán)就會(huì)造成光線吸收或者紅移，由此就可以測(cè)量出星系的距離。通過研究這些類星體和星系團(tuán)紅移隨時(shí)間的長(zhǎng)期變化就能直接測(cè)量出宇宙膨脹的速率。
盡管這三架望遠(yuǎn)鏡有著相同的目標(biāo)，但它們會(huì)用截然不同的方式來實(shí)現(xiàn)它——要么使用特殊設(shè)計(jì)的主鏡，要么使用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)來消除大氣湍流造成的模糊和閃爍。
建造任何望遠(yuǎn)鏡的最主要挑戰(zhàn)都來自它的主鏡，而主鏡的大小直接決定了望遠(yuǎn)鏡的分辨率。望遠(yuǎn)鏡的主鏡會(huì)收集來自遙遠(yuǎn)天體的光線，然后把它們匯聚到望遠(yuǎn)鏡的副鏡上，隨后副鏡會(huì)把光線聚焦并輸出到望遠(yuǎn)鏡的探測(cè)器上。
[圖片說明]：三十米望遠(yuǎn)鏡（TMT）。版權(quán)：TMT官方網(wǎng)站。點(diǎn)擊查看大圖。
由于過重而變得難以操縱，因此目前最大的單鏡面望遠(yuǎn)鏡的主鏡直徑是8.4米。而且主鏡太厚的話也無法保證整塊鏡面能保持相同的溫度，由此就會(huì)破壞成像的質(zhì)量。于是建造更大型望遠(yuǎn)鏡的唯一辦法就是使用較小的鏡面來拼接成一個(gè)大鏡面。
GMT包含了7塊由類似派萊克斯耐熱玻璃制成的大型鏡面，且這些鏡面所具有的蜂窩結(jié)構(gòu)可以使得其自身重量大大減輕。而經(jīng)過溫度控制的空氣則會(huì)被輸送到這些蜂窩結(jié)構(gòu)中，以此來使得整個(gè)鏡面能在20分鐘內(nèi)達(dá)到熱平衡。想想1917年美國威爾遜山上的2.5米望遠(yuǎn)鏡花了一整晚的時(shí)間來使得它厚達(dá)33厘米的主鏡達(dá)到熱平衡，這就已經(jīng)是相當(dāng)不錯(cuò)的了。
受到夏威夷10米凱克望遠(yuǎn)鏡成功的鼓勵(lì)，TMT和E-ELT將會(huì)采用比GMT更小得多的鏡面來拼接主鏡。除了更薄和更容易制造以外，使用小鏡面還有其他的好處。而它的缺點(diǎn)則是當(dāng)望遠(yuǎn)鏡移動(dòng)時(shí)很難使得所有的鏡面都保持完美的排列形狀。這時(shí)候就需要邊界傳感器來探測(cè)小鏡面之間的偏離，而大量的觸動(dòng)器也會(huì)被用來調(diào)整拼接鏡面，使得主鏡的形狀能夠達(dá)到幾納米的精度。
此外另一項(xiàng)望遠(yuǎn)鏡所必須的技術(shù)就是自適應(yīng)光學(xué)。具有不同溫度并且運(yùn)動(dòng)速度也各異的大氣會(huì)扭曲望遠(yuǎn)鏡所接收到的影像。
[圖片說明]：42米的歐洲特大望遠(yuǎn)鏡（E-ELT）。版權(quán)：E-ELT官方網(wǎng)站。點(diǎn)擊查看大圖。
裝備有自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)的望遠(yuǎn)鏡會(huì)檢測(cè)引導(dǎo)星或者是由激光在上層大氣中“打”出來的人造星。計(jì)算機(jī)軟件會(huì)比較觀測(cè)到的引導(dǎo)星或者人造星影像和理想影像之間的差異并由此計(jì)算出大氣對(duì)影像的擾動(dòng)，然后使用變形鏡面來實(shí)時(shí)校正。這些變形鏡面位于光路的后端，非常薄且易于形變，大小通常為幾十厘米。它每秒鐘可形變50-100次，以此來補(bǔ)償大氣的擾動(dòng)。
然而，如果安裝自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)就需要額外的鏡面，而每多一塊鏡面就會(huì)多吸收一些光子，造成進(jìn)入后端探測(cè)器光子數(shù)量的減少。除此之外，額外的鏡面還會(huì)增加系統(tǒng)自身的熱噪聲，這會(huì)影響望遠(yuǎn)鏡在紅外波段的觀測(cè)。
GMT對(duì)此的解決方案是把望遠(yuǎn)鏡的副鏡做成變形鏡面。“這意味著你不會(huì)損失任何入射的光線，因?yàn)槟惚緛砭鸵褂酶辩R來反射光線，”GMT成員、美國卡內(nèi)基研究所天文臺(tái)的帕特·麥卡錫（Pat McCarthy）說。但是副鏡太大了，要把它做成可形變鏡面的話著實(shí)是一項(xiàng)挑戰(zhàn)?？紤]到這一點(diǎn)，E-ELT的設(shè)計(jì)者仍將采用位于光路末端的小鏡面，但不同的是他們會(huì)把自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)置于-30℃的環(huán)境中，以此來降低系統(tǒng)的熱噪聲。
雖然面臨各種各樣的挑戰(zhàn)，但這三架望遠(yuǎn)鏡的團(tuán)隊(duì)都力爭(zhēng)能在2017年讓他們的望遠(yuǎn)鏡投入使用，以此把天文學(xué)和宇宙學(xué)領(lǐng)入新的紀(jì)元。“我們將深入以前從未到過的宇宙，”基斯勒-帕提格說，“發(fā)現(xiàn)以前絕對(duì)意想不到的新事物。”
[New Scientist 2008年12月6日]
