互动科普

事欲倍其功，必先利其器，天文仪器的发明、发展和创新是天文学发展的推动力。天文望远镜的发明和聚光能力的加大对于人们认识遥远而暗弱天体的本质十分重要，为了克服大气湍动以提高角分辨本领的波束干涉技术，以及自适应光学系统的发明及改进都有利于人们了解天体的细节，因此各种天文望远镜是天文仪器中最基本的硬件。21世纪的天文望远镜将有哪些发展呢?

天文望远镜

望远镜的主要功能有两个，一是加大聚光面积以收集尽可能多的信号，二是提高角分辨率以看清天体的细节。

近代天文望远镜不只是人们狭义理解的用眼观看的光学望远镜，而是扩展到了全部电磁波段范围。当然接收不同波段信号的望远镜的外形和构造很不相同，但功能是一样的。同时利用不同波段望远镜的观测资料可以确定天体辐射的能谱及辐射机制。假如要探测到宇宙的边缘，即大约100亿光年远的天体，对望远镜性能是有一定的要求的。

那么要什么样的望远镜才能观测到各类不同的天体呢?

要想看清楚极暗的天体，必须设法减小星象直径、天空背景和提高总光效，空间望远镜自然是最适宜的。即使如此，一架口径10米的空间望远镜也只能观测到100亿光年处的亮造父变星。在地面要使用自适应光学系统来减小星象直径，采用高光效膜层，高量子效率检测器和高山台址以提高总光效，才能勉强达到同样的效果。要想获得更暗的极限星等，就又要加大望远镜的口径，加大口径的另一个好处是提高了获得高角分辨率的可能性。在没有大气湍动影响时望远镜的角分辨率随口径加大而提高。对于不同大小的天体在不同距离处有不同的张角大小，也就要求不同的角分辨率才能分辨它。

根据基本的光学原理，望远镜的理论角分辨率θ与其口径(或基线长度)及辐射波长A之间存在如下关系：

θ=206265(1．22A／D)秒。

因此对望远镜口径和不同波长A有不同的角分辨率，对应不同的波段，情况差别很大。

光学望远镜

21世纪的头十年，对于不同的波段，世界各个国家或集团所能使用的望远镜情况大致如下。地面大型光学望远镜和望远镜阵，目前已经投入初步使用和即将投入使用的有：放在美国夏威夷莫纳克亚山上的口径为10米的凯克I、凯克II望远镜及用它们构成的干涉阵；欧洲南天天文台放在智利帕纳那尔山上的4架口径8．0米望远镜组成的甚大镜；美国和意大利合作的2架口径8．4米望远镜组成的大双筒镜(麦哲伦计划)；由英国和美国牵头研制的多国共有的口径均为8．0米的北双子和南双子望远镜；平均有效口径均为8米的美国得克萨斯州的北光谱巡天镜和南非天文台的南光谱巡天镜；日本安放在夏威夷莫纳克亚山上的口径为8．2米的昴星团望远镜；多国合作的口径均为6．5米的北麦哲伦和南麦哲伦望远镜；美国原多镜面望远镜改版后的口径6．5米望远镜；中国研制中的有效口径为4．0米的大天区面积多目标光谱巡天望远镜；中国建议中的由36架3．5米望远镜组合成的有效口径为18米的大中华望远镜以及国际上提议中的口径为30～50米的特大望远镜。其中聚光面积美国总计525平方米，欧洲总计223．3平方米，中国总计356平方米。日本总计56平方米。

加大望远镜聚光面积的可行办法是化整为零，集小为大。在地面光学波段要克服大气扰动并权衡望远镜与附属仪器的比价而决定子望远镜的大小。此外还应当考虑研制同时具有大口径、高分辨率和大视场三种优点的望远镜。

主要用于紫外及红外波段的下一代空间光学望远镜，计划口径为8～10米，聚光面积50～80平方米，波长1000埃处角分辨率为3．1～2．5毫秒，视场为200平方分。计划中的红外望远镜设备口径为8．0米，聚光面积为50．3平方米，波长1000埃处角分辨率为3．1毫秒，视场为200平方分。

随着太空技术的成熟，可以利用月球做天文望远镜的设置基地，即发展月基光学望远镜。月球表面日影下的区域无大气干扰且天空背景暗(极区环形山)，是设置红外／光学望远镜的理想台址。由于月球的公转和自转同步，月球背面永远背对地球，不会受到地面的电磁干扰。从大气干扰、射电宁静、低热背景、不间断测量、低引力及就地取材等诸方面分析比较，可以看出月基台址有很多优点。

早在1970年代就有人提出了利用月球作为天文台址的想法。目前已提出的计划首推小型红外/光学望远镜(PILOT)。其次是毫米波微波背景探测器。再其次是红外80厘米望远镜和双筒35厘米至1米望远镜、红外干涉仪、引力波望远镜和低频射电望远镜阵。而一个最重要的月面望远镜计划是月基光学一紫外一红外综合孔径望远镜(LOUISA)，由42架口径1．5米望远镜排成两个同心圆，外圆直径10千米，排33架，内圆直径0．5千米，排9架。总聚光面积74．22平方米。等效口径9．72米。角分辨率可以达到波长1埃处的2．5纳秒到波长400微米的10毫秒。另有人提出27架望远镜排成16公里的线阵，可以看到300光年外的恒星表面上的黑子。

地面大型射电望远镜

在地面建立大型射电望远镜仍然必要。计划中的和已基本投入使用的有如下几项。

大射电望远镜或平方公里阵(SKA)计划，该计划为由10架聚光面积1万平方米的望远镜组成总接收面积1平方公里的大射电望远镜。中国提出利用贵州喀什特地形建设这种大射电望远镜，并计划先建一台直径500米、实际有效口径300米、面积7万平方米的射电望远镜“FAST”。

美国地外生命搜寻研究所(SIT)计划的聚光面积为1公顷的大射电望远镜，由500到1000架口径3到5米常规电视接受天线组成，聚光面积1万平方米。采用多束软件使得可以同时观测100个不同目标。预算2500万美元，2004年竣工。

美国国立射电天文台计划在绿岸(Green Bank)建造口径105米的大射电望远镜。

大型毫米波和亚毫米波望远镜阵(LMsA)，是日本国立天文台计划中的用50架10米毫米波和亚毫米波望远镜组成的阵列。有可能与欧共体的大南方阵(LSA)和美国的毫米波阵(MMA)等大型毫米波干涉阵联合组成阿塔卡马大毫米波望远镜阵(ALMA)，计划安放在智利，与甚大望远镜配套。欧美计划由64面12米直径天线组成，聚光面积7000平方米，最长基线10公里。加上日本的阵列后可以多于96架望远镜，聚光面积超过1万平方米。

美国国立天文台的40×8米毫米波望远镜阵，基线3公里，4×10．4米阵(计划扩大到5台)和6×6米阵(计划扩大到9台)，基线0．8公里。美国施密松天体物理中心与台湾“中研院”合作的6×6米毫米波望远镜阵(计划扩大到12台)和毫米波阵五单元干涉仪，基线3．2公里。

34×45米米波望远镜阵是印度已基本投入使用的大型米波射电望远镜阵。

其他空间计划

为了进一步加长干涉仪的基线长度，必须将其中的一台望远镜放在太空中并与地面的其他天线组成空间甚长基线干涉仪。目前使用中的主要有：射电天文(RADIOASTRON)l0米天线，工作于厘米波段，远地点7．5万千米；甚长基线空间天文台计划(VSOP)10米天线，远地点2万千米，角分辨率为波长1．3厘米处0．0001秒。

其他空间计划还有，美国刚发射上天的口径1．2米x射线望远镜，后改名为Chandra天文台；欧洲多镜面x射线望远镜(XMM)；欧洲高空间和高能量分辨率x及γ射线望远镜(INTEGRAL)；天文系列卫星E(AstroE)将于2000年2月上天以代替天文系列卫星D(AstroD)，它带有CCD照相机，但更主要的是它带有x射线高分辨率分光仪。高能瞬时现象探测器(HETE2)定于2000年上半年上天，它携带有检测紫外、x射线和γ射线的接收器。它将能探测γ射线暴并找准其光学对应体。

引力探测器B(GPB)定于2000年10月上天。它将能探测出空间结构在同向运动物体引力和反向运动物体引力间的异同。它是在密封的空室内放置了一个浮置的旋转陀螺。假如爱因斯坦的理论正确，陀螺的旋转方向就会改变0．0042角秒。

瑞典于2000年5月发射它的第一个天文卫星，该卫星用口径1．1米的碟形天线在500吉赫波段探测分子云。

此外还有：欧洲170厘米口径紫外望远镜(SPECTRUM—uV)；80厘米欧洲／美国远紫外光谱观测卫星(FUSE)；美国1米红外望远镜(SIRTF)；意大利的由4架口径14．7厘米的x射线望远镜和探测器组成的阵列(SAX)；欧洲合作2台60厘米x射线望远镜加2架3O厘米γ射线望远镜(Spectra—X／γ)；美国大面积正比计数器、闪烁计数器阵和全天监测器(XTE)；美国国家宇航局定于2000年发放的微波背景测量卫星(MAP)；欧洲空间局将于2007年发放的微波背景测量卫星普朗克巡视者，可以把分辨率提高到0．1度，以检验暴胀一冷暗物质理论；中国空间太阳望远镜，口径1米，有64个波段通道。

中微子天文台

中微子是不带电的静止质量为零或很小的基本粒子。它和一般物质的相互作用非常弱，除特殊情况外，在恒星内部产生的中微子能够不受阻碍地跑出恒星表面，因此探测来自恒星内部的中微子可以获得有关其内部的信息。

最早的研究集中在太阳。太阳的能源主要来自内部的质子一质子反应，因而会产生大量的中微子。美国布鲁克黑文实验室的戴维斯(Raymond Davis)等人用大体积四氯化碳作靶，利用37Cl俘获中微子的反应来探测太阳的中微子发射率。实测的结果远远小于恒星演化理论的太阳标准模型的预期值，这就是著名的中微子失踪案。

近年来人们发现原来使用的恒星大气中元素的不透明度太小，进一步的日震研究改进了太阳内部结构，从而大大地缓和了这个矛盾。另一个可能是中微子有很小的静质量，果真如此则可以解释宇宙中的质量短缺问题。

中微子还大量地产生于超新星爆发时和宇宙中其他物理过程中。在日本的神岗(Kamiokande)和美国的俄亥俄用一个巨大的水容器(12．5兆加仑纯水及1000吨重水)来探测切连科夫辐射，从而探测到了来自超新星SN1987A的中微子辐射。欧洲共同体的镓实验装置(GALLEX)和俄国的一个类似装置利用中微子和镓的相互作用来探测中微子。硼实验国际中微子天文台。(BOREXINO)是在意大利发展的能够区分对太阳中微子天文台(SNO)等来说能量太低的电子中微子和中微子。

引力波望远镜

引力波望远镜是探测天体引力波的仪器。按照爱因斯坦的广义相对论，天体在加速运动或变化时均有引力波辐射。邦迪(Hermann Bondi)和皮拉尼(F．A．E．Pirani)从理论上真正证明了它的存在，并说明它是在真空中以光速传播的一种穿透性极强的横波，携带能量和与波源体有关的信息，因而可以用质量体系做天线，直接接收并探测天体发射来的引力波。由于引力波很微弱，应当用大质量高品质因素材料做天线并放在极低的温度下进行工作，这种装置叫做共振天线引力波望远镜，已达到的检测频率约1000赫，灵敏度约6×10—19。

另外一种引力波望远镜是激光干涉仪型，美国正在建造基线长4公里的激光干涉仪望远铙LIGO，预计到2002年开始运行，两年内灵敏度达到10-21；日本正在建设的激光干涉仪引力波望远镜TAMA300，计划灵敏度首先达到3×10-20；欧洲则建立了激光干涉仪望远镜VIRGO。

引力波望远镜的建立，旨在21世纪能探测到超新星爆发、宇宙背景引力波辐射、星系碰撞时产生的引力波、星系核心黑洞吸积物质和恒星时发生的引力波、与暗物质有关的引力波、含白矮星的双星系统中辐射的引力波，以及中子星和白矮星自转产生的引力波等。

天文学分析仪器

任何波段的望远镜都仅仅是一个宽波段的能量聚集器。为了深入了解天体的物理和化学特性，常常必须获得有关的频谱信息，因此必须在望远镜的后面附加各种频谱仪。在21世纪人们将发展出一些崭新的频谱分析仪器，如全息频谱仪和三维频谱仪。还会大大改进多目标光谱仪和高精度光谱仪(测视向速度)。为此将推广使用体位全息光栅，第三代低色散光谱仪加体位全息光栅，可以使定向波长处的光效率达到0.9以上。

无论是宽波段直接探测或是进行频谱分析，都必须在望远镜或频谱仪之后加上灵敏的检测器。在光学波段是高量子效率的快读出电荷耦合器(CCD)，还必须加拼接技术以获得大面积高效率。对大天区光谱巡天望远镜，需要9×9×2048见方的CCD。如果要求0．1秒角分辨率，就要90×90×2048见方的CCD。西方计划中最大的CCD有256兆个象数，是欧洲南天天文台为配合甚大望远镜而建造的大视场成象巡天望远镜(VST)准备的CCD。

对较长的红外波段，已发展出2048见方的红外CCD，21世纪还会向更大的检测面积和更快的读出速度及更小的读出噪声方向发展。

天体物理学的发展还对计算技术提出了更高的要求。不仅在数据采集过程中要求有尽可能快的读出速度，更需要有巨大的储存空间和极快的读写速度。资料处理更需要有大容量高速度和特写的专用软件。由于天文仪器十分昂贵，资料库十分巨大，需要全世界的天文学家来共同处理和分享，以期充分利用，因此联网数据库非常必要。21世纪很多天文学家将会主要通过国际互联网进行研究工作。