甚大望远镜，究竟有多大？-深度-知识分子

甚大望远镜，究竟有多大？

2019/10/23

导读

国际上最成功的光学红外干涉阵

接着上回讲到的自适应光学、光谱仪，咱们这回再看看现代天文学家研究宇宙的“武器库”里面规模最大、最复杂的一件家伙事儿——光学红外干涉仪。在它的分辨率面前，一台10米级的光学红外望远镜都要屈居下风。它的威力为何如此强大，它是什么样子的呢？

（图源：www.eso.org）

撰文 | 冯麓（国家天文台）

编辑 | 韩越扬

望远镜的口径越大，它收集星光的能力越强，分辨率也就越好。正因为这一点，从古至今，无论是在光学/红外波段，还是在射电波段，望远镜的口径都在不断增大。望远镜观测能力的提升，能够帮助天文学家更好地探测到来自宇宙更深处的暗弱天体的信息。如今，看到那些隐藏在暗弱的恒星旁的行星，寻找类似地球环境，甚至可能具有宜居环境的系外行星已成为天文学研究的重要目标之一。

但是要想观测到这样的目标却极为困难。观测的难点主要有两重：第一，宿主恒星与行星之间的亮度差异实在太大；第二，类地行星距离宿主恒星的角距离太小。要根本解决这两个问题，望远镜的分辨率就必须非常高，达到毫角秒量级（1度等于3,600,000毫角秒）。如果不考虑大气湍流的影响，这就要求工作在光学/红外波段的望远镜的口径必须要达到百米的量级！

对于人类最熟知、信息量最丰富的光学/红外波段，由于其波长短，对于镜面加工的工艺要求远高于射电波段。单块镜面的最大尺寸也就被工艺限制在了8米左右。尽管聪明的天文学家提出了像凯克望远镜、三十米望远镜这样利用拼接镜面增大口径的方法，但建造一台直径三十米级望远镜的成本仍高达100亿人民币。天文学家就想了，有没有办法不用建造一台100米级的望远镜就能在光学/红外波段实现100米级望远镜的分辨率的观测呢？

图1. 三十米望远镜（TMT）。主镜面采用492块对角1.44米的六角形子镜拼接成抛物面形。（图源：www.tmt.org）

量子力学经典实验提供新思路

既然拼接子镜的主镜面是将主镜分割成一块一块的子镜，然后极致精准地将它们拼接到对应的位置上。那如果我们去掉大部分的子镜，只留下部分子镜，甚至只留下直径两头的那两块距离最远的子镜去观测，又会得到什么呢？

这里我们把这两块子镜连同后头的光路简化一下。一块子镜加上后续光路就可以认为是一个小望远镜，一个接收星光的孔。两个这样的结构就对应两个孔。遥远的天体发出来的光到地球上可以近似成平面光源。如果我们把它画出来（图2），你会发现，这不就是高中所学的双缝干涉实验嘛。没错，就是那个关于光的波粒二象性的实验！网红“十大惊悚实验之首”！

图2. 杨氏双缝干涉实验简图。（图源：en.wikipedia.org）

我们仔细看一下图2，左侧平面波经过两个小孔会在接收屏P上呈现右侧明暗交替的干涉条纹。两条相邻明或暗条纹之间的间距正比于波长（l）与小孔之间的间距（基线的长度，d），l/d。这里我们又看到了那熟悉的l/d，也就是望远镜分辨率对应的l/d。条纹的分辨率和望远镜的分辨率几乎一样！区别仅是望远镜的分辨率由望远镜的口径决定，而条纹的分辨由基线的长度决定。如果像这个例子里面，我们采用望远镜两头的两个小镜子，基线长度等于望远镜口径的话，那这两个分辨率简直就是一回事儿！

我们换一种思路来看，一个完整面的望远镜可以看作是无数小镜子和无数不同长度的基线的组合。这个完整面的望远镜在接收平面波的时候得到的是一个像图3这样的艾丽斑。

图3. 用激光打到一个直径90微米小孔生成的艾丽斑。（图源：en.wikipedia.org）

它是什么样子的？明暗相间的圆！它的两条相邻条纹间距正比于l/d（这里的d是望远镜的口径）！也就是说，我们可以这么认为，每一条基线实际上就是在它的长度上对信号进行探测，基线的长度越长，它所探测的分辨率也就越高。而在完整镜面上的不同方向的无数条基线则探测了信号源各个方向的形状变化。因此我们可以从这件事上总结出两条规律：

基线越长，分辨率越高；
基线越多，越能得到像在不同空间尺度下形状变化的信息。

现在又回到原来的问题，如果我们想让分辨率接近100米光学/红外口径望远镜所能达到的水平，而且还能得到一个类似成像的效果，怎么办？答案就在上面两条：

我们造两台间隔100米的望远镜。只要能保证它们的光“相干”（图2，星光穿过小孔后从小孔右侧到接收屏这段路上，走的光程应该一样，或相差之多不能大于20分之波长），便可以产生干涉条纹。
尽可能多地造多组望远镜，实现不同长度，不同方向的基线，探测相应的干涉条纹。

这里再多加一条，通过傅立叶变化，将得到的干涉图转换回图像。当然由于基线数量有限，图像总会有些畸变。但利用这个办法，我们就可以成功地将分辨率有效提高到接近100米光学/红外口径望远镜的水平。

这就是迄今国际上最成功的光学红外干涉阵，由4台位置固定的8.2米直径的望远镜以及4台可以在滑轨上做平面移动的1.8米望远镜中任意四台组成的甚大望远镜阵（VLTI，Very Large Telescope Interferometer）的基本原理！

图4. VLTI，甚大望远镜阵。4台8.2米望远镜，3台1.8米辅助望远镜（第4台在照这张图的2007年还没装上）。图像中白色的线就是光所走的路线。每一对望远镜构成一条基线。VLTI可以同时利用其中任意四台望远镜组成干涉阵。

延迟线，生命线

要想实现干涉条纹，最重要的就是要保证来自天体的光在到达干涉器件（前面介绍的接收屏就是最简单的一种）之前，光程应该是近似一样的，通常认为不能超过波长的20分之一。当观测在红外波段也就是波长在近红外微米量级的情况下，就要保持两束光在传输过程中的传输长度差别在几十纳米的量级。在可见光波段要求则更高。这对VLTI动辄100多米的传输光路来说，调整的精度要求极高。而这部分正是VLTI做得最成功的环节。

图5. VLTI的原理简图。（图源：www.eso.org）

图5是VLTI的一条基线在形成干涉条纹前所涉及的光路简图。来自天体的信号被望远镜接收，经过望远镜的奈氏焦点（Nasmyth focus）从库德焦点（Coude focus）下到前面图4中地上的洞洞里开始向光束合并实验室（Beam Combination Lab）移动。

为了使来自两台望远镜的光束路径长度保持一致，在每束光所经过的路线上增加了沿光线路径滑动的小车。小车上搭载了一台望远镜（猫眼往复反射式望远镜，Cat's eye retro reflector）。望远镜在这里起到两个作用：

可以将其整个看做一面反射镜。通过移动小车，拉长或缩短光线从望远镜到达实验室所经过的光路的长度。
在小车移动过程中，保持将望远镜瞳面映射到仪器入射面。由于光线在经过这条光路的传输过程中被光路所延迟，所以这条光路也就被称为延迟线（Delay Line）。

我们在图6中可以看到两个有着四个孔的方盒子，里面装着的就是上图里面那个延迟用的反射式望远镜。方盒子下面的小车带着方盒子在滑轨上跑来跑去，构成了延迟线上主动调整的部分。正是这一条条的延迟线使VLTI的多台望远镜有机地组合成一体，可谓是VLTI的生命线！

图6. VLTI的延迟线。（图源：VLTI Tutorial: VLTI Concept & technical aspects, B. Koehler, 20November 2001, Garching）

当然对于光学/红外望远镜而言，在观测的时候还有另一层麻烦，那就是头顶上不断变化的大气湍流。虽然小望远镜对于大气湍流没有大望远镜敏感，但大气湍流仍会带来低阶相差（尤其是倾斜相差），使光波的相位差超过干涉形成的要求。所以在VLTI当中，所有辅助望远镜都配备了用于矫正倾斜的摆镜。

而当VLTI将8.2米大口径望远镜切入进来时，则不仅需要配备倾斜矫正，还需要结合自适应光学系统保证整个瞳面接收的波前像差降低到允许水平。同时由于大气抖动，还会造成条纹的移动，也就需要在光束合并实验室配备条纹跟踪器。

图7. 组成VLTI的另外几个子系统。左图，实现倾斜矫正的STRAP。中图，实现自适应光学矫正的MACAO。右图，实现条纹跟踪的FINITO。（图源：www.eso.org）

探测深空的显微镜

在之前VLTI组成干涉阵的时候，使用最多的模式还是采用四台1.8米辅助望远镜构型。但当VLTI采用四台8.2米望远镜，并结合自适应光学系统，高效光束合并仪器等组阵之后，VLTI不仅在分辨率上可以等同于一台130米口径的望远镜，在灵敏度上远优于辅助望远镜的构型。对暗弱天体，尤其是类地行星的成像、采集光谱都成为可能！而这套组合系统，也就是VLTI的第二代精测仪器GRAVITY。

得益于GRAVITY的超高分辨率，天文学家便可以从密集的星场中观测到微小暗弱的天体，精测天体轨道和形状变化。

我们知道在我们的银河系中心存在一个超大质量的黑洞。由于这个黑洞质量极大，当恒星穿过这个黑洞所产生的极端引力场时就会产生广义相对论所预言的引力红移效应。也就是说，恒星随着轨道距离黑洞越来越近，颜色会逐渐偏红的现象（图8）。

利用GRAVITY，天文学家在2018年第一次在绕行超大质量黑洞的恒星上观测到这一现象。观测的结果与广义相对论的理论预言精确吻合！与此同时，科学家们还利用GRAVITY发现了围绕在这个超大质量黑洞附近以光速的30%高速旋转的气体，进一步证实了银河系超大质量黑洞的存在。

图8. 艺术家绘制的S2在穿过超大质量黑洞引力场时产生的引力红移效应。（图源：www.mpe.mpg.de）

就在不久以前，GRAVITY还帮助了包括我国天文学家在内的一个天文团组第一次成功利用光学干涉阵精测了远在129光年以外，围绕天马座一颗恒星HR8799旋转的系外行星HR8799e。利用远优于以往所采集的这颗行星光谱数据，科学家可以更清晰到了解这颗行星上的大气环境。

从结果来看，尽管这颗行星表面温度高达1000摄氏度，不适合人类居住，但大气成分却显示这是一颗极为年轻的“超级木星”，也就因此非常适合用于研究行星在这个阶段的演化过程。

图9. 艺术家绘制的HR8799e。（图源：www.eso.org）

VLTI的成功源自于科学家对各个子系统的精益求精。从8.2米的甚大望远镜，1.8米的辅助望远镜，延迟线，倾斜、自适应光学矫正系统，条纹跟踪，到最后末端的高性能科学仪器，整条链路都堪称同类设备的典范。同时结合来自4路甚大望远镜光线的VLTI的末端仪器GRAVITY的上线已经帮助我国天文学家取得了令人骄傲的成就。期望在不久的将来，我们也能发展出高水平的此类设备为中国天文学家所用，取得更辉煌的成果。

本文只介绍了光学/红外干涉阵的优点，但有优点必然也会有它的局限性。受篇幅限制，我们这里不再赘述。对这方面感兴趣的同学和老师可以参考文献当中所罗列的几本书。

作者简介：

冯麓，一个学工的理学博士，2012毕业于中国科学院研究生院。现任中国科学院国家天文台副研究员。主要研究方向为自适应光学及钠激光导星激光器相关技术。非常有幸能够从博士期间到现在先后参与VLT，ELT，TMT自适应光学相关技术的研发，并在近两年参与到国内建设大口径光学/红外望远镜的前期筹划工作当中。

参考资料

[1] David Mouillet, Paulo J. V.Garcia, Andreas Glindemann, Thomas Henning, Fabien Malbet (eds.) - The VeryLarge Telescope Interferometer Challenges for the Future-Springer Netherlands(2003).

[2] Guy Monnet, JacquelineBergeron, Guy Monnet (eds.) - Scientific Drivers for ESO Future VLTVLTI Instrumentation Proceedings of theESO Workshop Held in Garching, Germany, 11-15 June 2001-Springer.

[3] Timothy R. Bedding, FrancescoParesce (eds.) - Science with the VLT Interferometer_ Proceedings of the ESOWorkshop Held at Garching, Germany, 18–21 June 1996-Springer.

[4] Alan Moore, Science with theVLT in the ELT Era, Springer (2007).

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