互动科普

比起普通的望远镜，这架望远镜可谓庞然大物，它的光路长60多米，曾被《科学》杂志喻为“充满未来派风格的导弹发射井”。它拍摄出来的照片是一般人很难理解的一条条光谱曲线，而科学家们希望这一条条曲线能有助于解决宇宙学中那些让人望而生畏的终极问题，比如，宇宙是如何形成和演化的？

    LAMOST要做什么，它将如何做到？

2009年1月下旬，本刊记者见到LAMOST的时候，有关部门对它的技术鉴定已经结束。马上就是春节，工作人员正在讨论给它做个镜罩。计划中的镜罩将用降落伞布做成，张开和闭合均为自动控制。等镜罩做好，也许在白天不用观测的时候，都会给它盖上镜罩。

在兴隆的观测基地，LAMOST还享受实时的本地气象信息服务。那里有专设的小气象站，会把LAMOST所在山头上的气象信息实时传送到服务器上，研究人员会结合这些信息，制定LAMOST的观测计划。“天气情况对观测时的视宁度（用于描述天文观测目标受大气湍流的影响而看起来变得模糊和闪烁程度的物理量）有很大影响，这些都需要考虑。”观测人员告诉记者。

巨大的望远镜LAMOST配得上所有这些配套设施和小心呵护。2008年10月，这台耗资2.35亿元、历时12年建造的大望远镜在国家天文台河北兴隆观测基地正式落成，科学界对它寄予厚望。

在国家天文台自己印制的LAMOST小册子上，“科学意义”一章的开头写道：“宇宙中数以百亿计的星系是如何形成和演化的？银河系，这个我们生活在其中的星系又是如何形成和演化的？”科学家们希望，LAMOST的观测数据有助于解决上述问题。那么，LAMOST与普通望远镜有何不同？

光谱之王（一）

LAMOST是“The Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope”（大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜）的缩写。这个长长的名字，一口气几乎说不完，但要描述LAMOST的全部特征，名字却必须这样长。“大天区面积”指LAMOST的任务：“普遍巡天”。天文学家不仅仅希望观测宇宙深处，而且希望能够对全天进行监测，这就是所谓的“巡天”工作，即对相当大的一片天区乃至全天的天体进行“户口普查”工作。

“多目标光纤光谱”则表述了LAMOST的观测结果：获取天体光谱。在LAMOST的焦面上放置了4000条光纤，每条光纤负责的视场大小近6角分，一个角分大小相当于1°的1/60。

理论上说，LAMOST可以同时获得你头顶5°张角的视场内4000个天体的光谱。

综合说来，这个长长的名字说明了LAMOST希望获得我们头顶上每一颗星星的光谱的决心。

目前，我们对星星的了解还很不彻底，国际天文界已经掌握的天体光谱只占已观测到的天体的万分之一左右。LAMOST在北天视场内将对1000万个天体进行光谱测量，这在国际天文学界处于领先地位。要知道，LAMOST之前，美国的“斯隆数字巡天计划”（SDSS）曾是国际上光谱观测量最大的天文望远镜，而建成后的LAMOST的光谱测量目标是SDSS的10倍。

LAMOST为什么能做到这些呢？

光谱之王（二）

“主动光学技术”与“拼接镜面技术”

据介绍，LAMOST能够突破SDSS的观测数量和速度的一个重要原因就是应用了主动光学技术，也就是它能够及时调整镜面状况，以减小或抵消因温度变化和重力等因素引起的望远镜成像问题。温度变化和重力等因素引起的像差是大望远镜所面临的最大的问题。

400年前的5月,伽利略第一次用一个望远镜对准了天空。他发现了木星的四大卫星，发现了金星存在像月亮一样的形状变化，发现了银河是由无数星星聚集形成的。伽利略用的望    远镜是由两片放大镜片一前一后放置，从而可以把远处的物体放大。

这种通过光线的折射把物体放大成像的望远镜被称为“折射望远镜”，但这类望远镜存在两个问题：一个问题是色散。因为各种波长的光线折射率不同，如果镜片太厚，出射光会变成有一定宽度的一束彩色光—就像白光经过一个三棱镜时你所看到的。色散是折射式望远镜想要做大时无法避免的问题。另一个问题是玻璃很重，容易在重力场作用下变形，导致出现像差，从而难以做大。伽利略制作的望远镜口径只有4.2厘米，19世纪末的望远镜专家克拉克使尽浑身解数，也只能把口径扩大到1.02米，但至今仍保持着折射望远镜的记录。

另一类望远镜是由牛顿开创的，利用凹面镜的反射成像，因而称为“反射望远镜”。这类望远镜的色散问题虽然不那么严重，但仍存在球面反射镜因重力而发生形变的问题。1948年建成的海尔望远镜，镜面直径达到5.08米，30年内没有任何望远镜能够超越，即使苏联   在1976年勉强做出了一架口径为6米的反射望远镜，性能也远不能尽如人意。

    然而，对于天文学家而言，要解开星星中隐藏的种种奥秘，自然希望拥有口径越来越大的望远镜。传统工艺走到极限之后，就要改变望远镜设计思路。新的方法是朝两个方向在前进，一种思路是针对因巨大的镜面在重力下变形的问题，在反射镜背面安装促动器，利用计算机的帮助，随时测算出镜面形状与理想状态的差别，从而施加相应的力，将重力畸变纠正过来，这种方法即“主动光学技术”。利用这种技术，长期难以克服的大镜面问题得以解决。主动光学技术成熟于20世纪80年代，已陆续建成了霍普金斯天文台MMT6.5米望远镜、欧洲南方天文台甚大望远镜（4台8.2米望远镜）、大双筒望远镜（两台8.4米望远镜）等11台大型望远镜。

大型镜面很贵，而且对技术要求很高，于是另有一种技术就放弃了制造单一的大型镜面，改用若干薄镜面进行拼接，称为“拼接镜面技术”。多个薄镜面的工作状态如同一个单一镜面，达到了大型镜面才有的工作状态。自20世纪90年代以来，已经建成了5台10米级的大型望远镜，凯克I、II的镜面口径达到10米，加那利大望远镜达到了10.4米，它们均由36块六角形反射镜面构成。更大的望远镜，如美国和加拿大联合设计的由492块子镜构成的“30米望远镜”、由906块子镜构成的口径42米的“欧洲超大望远镜”也正在设计之中。而如LAMOST这般，主镜和改正镜均利用了拼接技术的大望远镜更是突破。

标准施密特望远镜的瓶颈

上世纪80年代后，中国天文学家们的研究已经发生了革命性的变化，一大批大型望远镜相继上马，10米级的望远镜正在策划之中，空间望远镜时代也已拉开帷幕，天文学观测即将进入“全波段、大样本、海量信息”的时代。中国天文学应该如何发展，成为摆在那一代天文学家面前的首要问题。

由王绶琯院士和苏定强院士领衔的研究小组分析了当时的形式，认为中国的天文学家无法跟国外拼经济实力，做昂贵的大设备，但也不能跟在别人屁股后面跑，捡拾别人遗落的边角料。他们最后认为，如果认准目标，找到一个有利的突破点，把有限的力量集中起来，还是可以抢在别人前面率先辟出一块属于中国天文学家的“狩猎”区。这个突破点就是利用“大视场大口径”望远镜进行“大规模天文光学光谱测量”，解决这个问题主要依靠设备原理和技术方法的创新，而不是倚仗财力物力的雄厚。这个领域正是中国天文学家能够跟国外同行站在同一起跑线上竞争的领域。

“大视场大口径”望远镜的难点在于普通大望远镜虽然聚光能力强，看到几十亿乃至上百亿光年远的天体不在话下，但其视野却相对狭窄，每次只能看到很小的一块天区，完成大规模巡天工作需要相当长的时间。比如著名的“哈勃深场”观测，包括了1500个星系，但仅仅覆盖了全天的十万分之四的面积。

1930年，德国光学家施密特研制出了一种可以兼得深度与广度的望远镜。他利用一块球面反射镜作为主镜，在其球心处安放了一块形状特殊的“改正透镜”，使得入射光到达球面反射镜前，先经一块改正透镜折射，被改正透镜汇聚过的非平行光线到达球面反射镜时才不会出现球差，恰好能成像在焦面上。这样一来，只需选择适当的折射透镜放在球面反射镜的球心处就能恰好既弥补反射镜引起的球差，同时又不会出现明显的色散了。

施密特望远镜视场大而且没有像差，另外，球面反射镜加工时非常方便，可以做到很大，所以在巡天工作中起到巨大的作用，在美国的帕洛马山天文台和澳大利亚的赛丁泉天文台，各装配有一架施密特巡天望远镜，主镜口径1.86米，改正镜口径1.22米。

不过由于施密特改正镜的形状特殊，若仍用折射进行改正，同样会产生色散，无法做大。

这就是LAMOST诞生之前的“望远镜家族”面临的情况。对天文学家，特别是宇宙学巡天领域的天文学家而言，如何突破施密特望远镜的口径瓶颈，如何兼顾深度与广度，“多快好省”地进行巡天工作，一直是难以克服的难题。

    1996年，LAMOST项目立项之初，正在策划进行的类似巡天项目是SDSS。SDSS使用的是一架口径2.5米、视场为7.5平方度（立体角）的望远镜，使用640根光纤获取数据，一次最多可获取640个天体的光谱。但SDSS仍然利用比较传统的望远镜设计，尚不足以克服天文观测的“瓶颈”。中国的天文学家们另辟蹊径，集思广益，提出了LAMOST的设计方案。这是一款改进型的“反射型施密特望远镜”，口径4米，视场达到20平方度，同时可以测量4000个光谱。相比于一般的望远镜，LAMOST可以称得上天文望远镜里的“怪杰”。

施密特的“侄子”

LAMOST望远镜是施密特望远镜的一个改进型，一位法国的天文学家曾幽默地称LAMOST为施密特的“侄子”。

经典的施密特望远镜改正镜形状特殊，难以磨制，更难以做大，因此在雄心勃勃的斯隆数字巡天中都没采用施密特型光学设计。苏定强等中国天文学家们分析发现，施密特望远镜如果做成“反射型”的，无论是从光学设计还是从光学加工上都是可以把口径做大。而真正的困难在于望远镜的视场大小取决于望远镜的焦比（焦距与口径的比例），要获得大的视场，就必须用很长的焦距来实现。对于LAMOST4米的口径来说，要想使视场大于20平方度，其镜身长度就要远大于40米。这样长的镜身曾经在赫歇尔时代的小口径望远镜上实现过，对于当代的大口径望远镜，操作起来是相当困难的，然而苏定强等人却没有轻易放弃，而是结合科学目标进行了技术上的创新。

我们常见的天文望远镜都有一个不可或缺的部件—赤道仪，望远镜藉此调整指向搜索目标。天文圆顶庞大而轻巧，为的就是迅速调整方向，把“天窗”随着望远镜的指向而进行调整。但LAMOST的“卧式中星仪”的设计思路与此相反—像中星仪一样，望远镜本身固定在地面上不动，而是等待地球自转而使天球上的星星自动送到子午线上进入望远镜的观测范围。对于一次要观测数以千计的天体的“大视场”巡天来说，观测的最佳时机是当天体位于子午线（即过天顶的南北方向）的时候，这个时候大气层的干扰最少，引起的误差也相对较少。LAMOST采用这种设计牺牲了随时观测任何天体的灵活性，从而换取了“大口径、大视场”的设备性能，其镜身可以做到40米的长度，其施工难度和操作难度比起普通天文望远镜来说要容易得多，工程造价也低得多。

对于卧式设计来说，有一个困难不容忽视。经典施密特系统特殊形状的改正镜的目的是为了修正球面主镜的像差，作为“反射施密特望远镜”的像差由反射改正镜来承担，但作为子午装置，这个改正镜还要随时对准目标，在天体通过子午线前后1.5小时内保持跟踪（LAMOST对观测目标的曝光时间一般为0.5～1.5小时），这乍看起来是不可能，因为镜面在跟踪过程中随着位置不同，形状就会发生一定的改变。针对这个问题，苏定强等提出了“主动反射面”的方法，即利用最新的“主动光学技术”，在跟踪过程中随时计算镜面各部分的改变量，用反射面背后的机械装置而加以调整，使镜面保持修正像差所要求的特定形状，实现跟踪和像差改正的同步实施。

而拼接镜面技术的成熟使改正镜和反射镜的调整都成了可能，LAMOST的球形主镜口径6.67米×6.05米，由37块六角形子镜拼接而成；反射施密特改正镜口径5.72米×4.40米，由24块子镜拼接而成。在同一光学系统中同时使用两块大口径拼接镜面也是LAMOST的首创。当然，以拼接镜面代替单一厚镜面，除了调整起来方便，也是为了降低造价。LAMOST的成功落成，也标志着中国的望远镜技术达到世界先进水平，为下一代大型望远镜的制造做好了技术储备。

会动的光纤

一般人可能会想象天文学家是在望远镜旁边工作，通过硕大无比的望远镜偷窥上帝创造宇宙的秘密。实际上这只是照相术发明之前的天文学家的工作方式，比如伽利略得到天文新发现时只能通过手绘图来演示。但照相术发明之后就不是这样了，一般最新的技术总会很快利用到天文学工作中来，照相底板、胶片、CCD都是如此。

就近查看LAMOST的焦面，你会发现这里并不像一般望远镜后面直接连接一个CCD相机，而是密密麻麻的光纤定位装置，以便把每根光纤调整到合适的位置。整个装置就是用来完成LAMOST的主要科学目标：“红移巡天”。

红移是由于宇宙的膨胀等原因造成的天体光谱的移动，根据红移可以知道星星距离我们有多远。对于天体物理学研究来说，仅仅知道天体在天球的哪个方位是远远不够的，而要知道星系、类星体、超新星等目标与地球之间的距离，就要详细研究它的光谱特征，LAMOST的目的即在于此。

天文学是一门观测科学，天文学的发达程度与天文学家所掌握的观测仪器的威力息息相关，对于SDSS巡天来说，为了获取光谱信息，首先用CCD相机获得位置星系，然后在一块铝制面板上钻出相应的光纤插孔，再进行光谱观测，每次观测都要重新制作面板。这种方式虽然准确，但无疑也是费时费力的。LAMOST用4000根光纤，为了准确定位，把焦面分成4000个圆形区域，利用步进电机来控制光纤，可以在短时间内达到圆形区域内的任何位置，这样只要在控制终端输入恒星或星系的位置，4000根光纤就能分别自动对准各自要观测的目标星位，可以互不干扰地进行光谱观测。

1994年7月，中国天文学家在国际天文联合会的会议上将LAMOST方案首次公诸于众，引起了强烈反响，由于突破了施密特望远镜的口径限制，对于天文学巡天工作来说意义重大，因而LAMOST的设计和施工一直得到国际天文界的关注。2008年10月16日，这架外形怪异的庞然大物终于在国家天文台兴隆观测站正式落成。

（本文发表于《科学世界》2009年第3期）