从地面望远镜到空间望远镜

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空间望远镜泛指放置于宇宙空间的一类特殊的天文望远镜，其中名气最大的当属美国航空航天局（NASA）旗下的哈勃空间望远镜。这一方面当然是因为哈勃空间望远镜项目耗资巨大，据说前前后后的投资已超过100亿美元，发射与维护过程更是几经波折;更重要的还在于哈勃空间望远镜的工作波段涵盖了可见光部分，其经过特殊处理后的成图极具美感，自成一派。在天好者圈子里广泛流行的“哈勃色”，即是一种因模仿NASA处理哈勃空间望远镜拍摄的星云照片而诞生的色彩合成法。相较之下，工作于红外波段的斯皮策空间望远镜和工作于伽马波段的康普顿伽马射线天文台就没有那么家喻户晓了。

有人将空间望远镜的诞生视为继伽利略发明天文望远镜之后天文学发展史上的又一座重大的里程碑，因为它帮助人类摆脱了观天视线上的最后一层屏障――大气层，使得望远镜的实际分辨率最大程度上逼近其理论分辨率。这是一项了不起的成就。为了更清楚地了解这项技术背后非凡的意义，我们还是要从望远镜的分辨率与口径间的关系说起。

对一架天文望远镜来说，最能表征其性能的参数便是口径，也就是物镜端的直径大小，通常用毫米或者米来表示。这是因为对望远镜而言，最重要的不是它的放大能力（显微系统似乎更看重这个），而是收集暗弱光线的能力――后者由望远镜的口径来决定。同样一个观测目标，在口径较大的望远镜下的观感就像视网膜屏上的高清图片，即使没有很高的放大率也能呈现出不错的观赏效果;而在口径较小的望远镜下的观感则像是打了马赛克的小分辨率图片，即使我们可以通过选择焦段更短的目镜以增加其放大率，也无济于事。

天文望远镜的理论分辨率通常用角秒来表征。在天文学中，角秒是一个常见的角度概念，1度=3600角秒。这里，我列出几个数据以供参考：人的正常裸眼分辨率在60角秒左右，哈勃空间望远镜的理论分辨率为0.06角秒，詹姆斯・韦伯空间望远镜的理论分辨率为0.02角秒，太阳系大行星的视直径多在2角秒至40角秒，典型的光学双星间距多在0.5角秒至20角秒。

一般来说，大气层对天文观测的影响主要表现在两方面：一是大气的消光作用;二是因大气流动导致的成像品质下降。即使是一台已经冷却完毕、与周围环境达到热学平衡的望远镜，其镜筒上空不断扰动的气团也会让成像发生不规则的抖动和扭曲，产生的效果就像是隔着烟囱或流水观察目标。对天文台级别的大口径望远镜来说，糟糕的视宁度会更多地让原本清晰锐利的星点发生弥散，变得好像小绒球那样，模糊掉一些本该有的细节。天文学上用于定量描述大气稳定程度

的数值被称为大气视宁度，可以用星点的弥散度来表示（单位是角秒）。在通常的静稳大气条件下，这个数值都徘徊在1角秒至2角秒之间。当然，该数据也会因地而异、因时而异。条件较差的地方也许常年都在2角秒以上，条件较好的地方或许时常小于0.8角秒。鉴于此，当地的视宁度通常都是地面天文台在选址时必须考察的重要指标之一（当然，晴天率、湿度和交通便利性也同等重要）。比如夏威夷岛上的莫纳克亚火山山顶就是全世界公认的视宁度最佳的地方，据说经常出现优于0.3角秒的绝佳视宁度，堪称观天者的奥林匹斯山。如今，那里已经成了现代大型望远镜的荟萃之地。

关于空间望远镜的构想最早可以追溯至1946年美国天文学家莱曼・斯皮策的一篇论文：《在地球之外的天文观测优势》。上文提到的斯皮策空间望远镜正是以此君命名。在这篇论文中，斯皮策指出了空间天文台的两大优势：其一，彻底摆脱闪烁不定的大气影响，充分利用望远镜的理论分辨率;其二，太空中的望远镜可自由观测大气窗口之外的电磁信息，比如紫外线、远红外线等。此后，斯皮策一直致力空间望远镜事业的推进。无奈，当时的人类尚不具备将人造物体送上

近地轨道的能力，因此空间望远镜只能停留于理论阶段。直到1957年10月4日，苏联将第一颗人造卫星送入太空以后，空间望远镜的建造计划才被正式列入日程。从20世纪60年代起，NASA陆续试水了两组轨道天文台，第一组因电池失效而失败，第二组获得了成功，这极大地激发了公众对大型空间望远镜项目的支持。因此，NASA于1968年确定了一项在太空中建造口径3米的反射镜的计划，当时的名称是大型空间望远镜。这台望远镜运行于近地轨道，需有人维护。而同步发展的可重复航天飞机项目使得该设想成为可能。20世纪70年代，由于政府开支紧缩，大型空间望远镜计划面临流产。天文学家为此多方奔走，才终于保住了原有预算的一半。如此一来，镜片的口径就由3米缩减为后来的2.4米。新的空间望远镜被正式命名为“哈勃”，以纪念20世纪初那位伟大的天文学家。从1979年开始，哈勃空间望远镜的主镜片正式进入打磨抛光工序，可是由于种种原因，发射日期被一再推迟。1990年4月24日，哈勃空间望远镜终于搭乘“发现”号航天飞机升空，进入离地面540千米的近地轨道。“哈勃”从此开始向世人展现出它无与伦比的科研价值。

哈勃空间望远镜升空后最早做出的一项成果便是精确测定哈勃常数的大小。在标准宇宙模型中，这是一个与宇宙年龄有关的重要常数。在“哈勃”升空以前，天文学家通过地面观测取得的哈勃常数的误差多徘徊在50%。这意味着当时的天文学家只能将宇宙年龄确定在100亿年至200亿年之间。而哈勃空间望远镜的观测将上述误差一下子缩小到了10%以内，这与后来通过其他技术手段获得的137亿年的数值相符。时至今日，哈勃空间望远镜已在轨运行了26年，远超当初15年的设计寿命。其间，“哈勃”平均每月向地面传输829GB的数据，累计已超过100TB。直接或间接通过哈勃空间望远镜的成果而发表的论文数目超过了13000篇，包括几项问鼎诺贝尔奖的成果。

如今，“哈勃”已垂垂老矣。但幸运的是，2016年11月2日，NASA的现任局长查尔斯・博尔登宣布：经过20多年的不懈努力，哈勃空间望远镜的接班人――詹姆斯・韦伯空间望远镜――终于建造完成，将进入测试和转运阶段，并计划于2018年10月在法属圭亚那，通过欧空局的“阿里安5”号大型运载火箭发射升空。

韦伯空间望远镜虽被冠以“哈勃继任者”的称号，但那不过是NASA为寻求公众的财政支持而拉的一个幌子罢了。事实上，除了它们都叫空间望远镜之外，二者的相似点很少。首先，韦伯空间望远镜的工作波段为0.6微米至28.5微米，这主要是近红外和中红外波段，勉强包括了红到红橙部分的可见光。相较之下，“哈勃”的工作波段为近红外到紫外部分，将全部的可见光囊括在内。“韦伯”的主镜之所以被镀成了显眼的金色，是因为金元素对红外光的反射率比“哈勃”的银色铝膜高。其次，韦伯空间望远镜的轨道高度比“哈勃”高得多。这仍是考虑到韦伯空间望远镜的工作波段需要避开地球与太阳这两个强大的干扰源，其自身散发的红外干扰也需要减弱。为此，NASA不得不将韦伯空间望远镜放置在日地系统的第二拉格朗日点附近。这个地点处在日地连线的延长线上，距离地球150万千米，这相当于月球到地球距离的4倍。根据开普勒第三定律，离太阳越远的天体绕日周期也越长。另一方面，若增加来自太阳方向的引力，天体的绕日周期又会

缩短。这使得第二拉格朗日点附近的力学情况达到了某种平衡。在这里，地球与太阳引力叠加导致的周期缩短效应，恰好弥补了其远离太阳而导致的周期延长效应，因此附近天体的绕日周期也是一年，从地球上看去，它好像是一个固定不动的点。在那里，硕大的地影常年遮蔽约83%的太阳表面，只留下一轮日环，就好像地球上看到的日环食那样。如此天然的冷却优势，再配合主镜背后那五层硕大的遮阳板，就可以将韦伯空间望远镜的“体温”降至50K以下，使之成为一台高度灵敏的红外线接收装置。

不过，韦伯空间望远镜并不会被严格放置于日地系统的第二拉格朗日点上，而是运行在一个环绕第二拉格朗日点的圆形轨道上，轨道半径约80万千米，轨道平面同黄道面斜交一个角度，环绕周期为半年。这个奇特的轨道设计被称为晕轨道，最早由天才的NASA轨道设计专家罗伯特・法库尔提出。这样做有两个好处，一是克服了韦伯空间望远镜面向地球发送数据时的日凌难题;二是大大扩展了适合韦伯空间望远镜观测的天区范围。不过，这样的轨道设计也意味着韦伯空间望远镜项目必须一次成功，不能出现像哈勃空间望远镜那样的意外情况，因为宇航员绝不可能前往那么遥远而寒冷的地方对其进行维护与修复。

受到遮阳板和太阳方向的双重影响，适合韦伯空间望远镜观测的天区和目标也是随时变化的。粗略地讲，靠近黄道的目标适宜观测的时间最短，每年只有两段窗口期，每段窗口期有53天。黄纬越高的天体每年适宜观测的时间也越长，黄纬45°的天体每年只有一段窗口期，190天。黄纬85°以上的天体，全年均可观测。

为了将重达6.5吨的韦伯空间望远镜送到那样一个遥远而寒冷的地方，NASA甚至动用了“阿里安5”号这样的大型运载火箭。韦伯空间望远镜从地球升空以后，需要历经29天的漫长飞行才能抵达第二拉格朗日点。在此期间，韦伯空间望远镜有充足的时间做入轨准备，其中包括太阳能帆板展开、主镜展开、遮阳板展开等。NASA在官网上挂出了一段5分钟的动画视频，详细演示了韦伯空间望远镜在飞往目的地的途中需要完成的一系列展开动作，堪称精妙。

在本文的最后，我们简略地谈一谈“十三五”期间中国关于空间望远镜的发展规划。一直以来，中国的空间望远镜项目都是依托空间站的建造计划而开展的。按照现有思路，未来中国将在自己的空间站旁边发射一个独立的光学舱，与前者保持共轨飞行。当需要补加推进剂或升级部件时，光学舱与空间站交会对接，由航天员来操作，维护成本较低。该光学舱的设计寿命为10年，功能上类似于哈勃空间望远镜，但视场更宽广。利用它，天文学家有望在宇宙的起源、发展和演化等前沿领域取得突破。