甚大望遠鏡，究竟有多大？

接著上回講到的自適應光學、光譜儀，咱們這回再看看現代天文學家研究宇宙的「武器庫」裡面規模最大、最複雜的一件傢伙事兒——光學紅外干涉儀。在它的解析度面前，一台10米級的光學紅外望遠鏡都要屈居下風。它的威力為何如此強大，它是什麼樣子的呢？

撰文 | 馮麓（國家天文台）

編輯 | 韓越揚

望遠鏡的口徑越大，它收集星光的能力越強，解析度也就越好。正因為這一點，從古至今，無論是在光學/紅外波段，還是在射電波段，望遠鏡的口徑都在不斷增大。望遠鏡觀測能力的提升，能夠幫助天文學家更好地探測到來自宇宙更深處的暗弱天體的信息。如今，看到那些隱藏在暗弱的恆星旁的行星，尋找類似地球環境，甚至可能具有宜居環境的系外行星已成為天文學研究的重要目標之一。

但是要想觀測到這樣的目標卻極為困難。觀測的難點主要有兩重：第一，宿主恆星與行星之間的亮度差異實在太大；第二，類地行星距離宿主恆星的角距離太小。要根本解決這兩個問題，望遠鏡的解析度就必須非常高，達到毫角秒量級（1度等於3,600,000毫角秒）。如果不考慮大氣湍流的影響，這就要求工作在光學/紅外波段的望遠鏡的口徑必須要達到百米的量級！

對於人類最熟知、信息量最豐富的光學/紅外波段，由於其波長短，對於鏡面加工的工藝要求遠高於射電波段。單塊鏡面的最大尺寸也就被工藝限制在了8米左右。儘管聰明的天文學家提出了像凱克望遠鏡、三十米望遠鏡這樣利用拼接鏡面增大口徑的方法，但建造一台直徑三十米級望遠鏡的成本仍高達100億人民幣。天文學家就想了，有沒有辦法不用建造一台100米級的望遠鏡就能在光學/紅外波段實現100米級望遠鏡的解析度的觀測呢？

圖1. 三十米望遠鏡（TMT）。主鏡面採用492塊對角1.44米的六角形子鏡拼接成拋物面形。（圖源：www.tmt.org）

量子力學經典實驗提供新思路

既然拼接子鏡的主鏡面是將主鏡分割成一塊一塊的子鏡，然後極致精準地將它們拼接到對應的位置上。那如果我們去掉大部分的子鏡，只留下部分子鏡，甚至只留下直徑兩頭的那兩塊距離最遠的子鏡去觀測，又會得到什麼呢？

這裡我們把這兩塊子鏡連同後頭的光路簡化一下。一塊子鏡加上後續光路就可以認為是一個小望遠鏡，一個接收星光的孔。兩個這樣的結構就對應兩個孔。遙遠的天體發出來的光到地球上可以近似成平面光源。如果我們把它畫出來（圖2），你會發現，這不就是高中所學的雙縫干涉實驗嘛。沒錯，就是那個關於光的波粒二象性的實驗！網紅「十大驚悚實驗之首」！

我們仔細看一下圖2，左側平面波經過兩個小孔會在接收屏P上呈現右側明暗交替的干涉條紋。兩條相鄰明或暗條紋之間的間距正比于波長（l）與小孔之間的間距（基線的長度，d），l/d。這裡我們又看到了那熟悉的l/d，也就是望遠鏡解析度對應的l/d。條紋的解析度和望遠鏡的解析度幾乎一樣！區別僅是望遠鏡的解析度由望遠鏡的口徑決定，而條紋的分辨由基線的長度決定。如果像這個例子裡面，我們採用望遠鏡兩頭的兩個小鏡子，基線長度等於望遠鏡口徑的話，那這兩個解析度簡直就是一回事兒！

我們換一種思路來看，一個完整面的望遠鏡可以看作是無數小鏡子和無數不同長度的基線的組合。這個完整面的望遠鏡在接收平面波的時候得到的是一個像圖3這樣的艾麗斑。

它是什麼樣子的？明暗相間的圓！它的兩條相鄰條紋間距正比於l/d（這裡的d是望遠鏡的口徑）！也就是說，我們可以這麼認為，每一條基線實際上就是在它的長度上對信號進行探測，基線的長度越長，它所探測的解析度也就越高。而在完整鏡面上的不同方向的無數條基線則探測了信號源各個方向的形狀變化。因此我們可以從這件事上總結出兩條規律：

1. 基線越長，解析度越高；
2. 基線越多，越能得到像在不同空間尺度下形狀變化的信息。

現在又回到原來的問題，如果我們想讓解析度接近100米光學/紅外口徑望遠鏡所能達到的水平，而且還能得到一個類似成像的效果，怎麼辦？答案就在上面兩條：

1. 我們造兩台間隔100米的望遠鏡。只要能保證它們的光「相干」（圖2，星光穿過小孔後從小孔右側到接收屏這段路上，走的光程應該一樣，或相差之多不能大於20分之波長），便可以產生干涉條紋。
2. 儘可能多地造多組望遠鏡，實現不同長度，不同方向的基線，探測相應的干涉條紋。

這裡再多加一條，通過傅立葉變化，將得到的干涉圖轉換回圖像。當然由於基線數量有限，圖像總會有些畸變。但利用這個辦法，我們就可以成功地將解析度有效提高到接近100米光學/紅外口徑望遠鏡的水平。

這就是迄今國際上最成功的光學紅外干涉陣，由4台位置固定的8.2米直徑的望遠鏡以及4台可以在滑軌上做平面移動的1.8米望遠鏡中任意四台組成的甚大望遠鏡陣（VLTI，Very Large Telescope Interferometer）的基本原理！

圖4. VLTI，甚大望遠鏡陣。4台8.2米望遠鏡，3台1.8米輔助望遠鏡（第4台在照這張圖的2007年還沒裝上）。圖像中白色的線就是光所走的路線。每一對望遠鏡構成一條基線。VLTI可以同時利用其中任意四台望遠鏡組成干涉陣。

延遲線，生命線

要想實現干涉條紋，最重要的就是要保證來自天體的光在到達干涉器件（前面介紹的接收屏就是最簡單的一種）之前，光程應該是近似一樣的，通常認為不能超過波長的20分之一。當觀測在紅外波段也就是波長在近紅外微米量級的情況下，就要保持兩束光在傳輸過程中的傳輸長度差別在幾十納米的量級。在可見光波段要求則更高。這對VLTI動輒100多米的傳輸光路來說，調整的精度要求極高。而這部分正是VLTI做得最成功的環節。

圖5是VLTI的一條基線在形成干涉條紋前所涉及的光路簡圖。來自天體的信號被望遠鏡接收，經過望遠鏡的奈氏焦點（Nasmyth focus）從庫德焦點（Coude focus）下到前面圖4中地上的洞洞裡開始向光束合併實驗室（Beam Combination Lab）移動。

為了使來自兩台望遠鏡的光束路徑長度保持一致，在每束光所經過的路線上增加了沿光線路徑滑動的小車。小車上搭載了一台望遠鏡（貓眼往復反射式望遠鏡，Cat's eye retro reflector）。望遠鏡在這裡起到兩個作用：

1. 可以將其整個看做一面反射鏡。通過移動小車，拉長或縮短光線從望遠鏡到達實驗室所經過的光路的長度。
2. 在小車移動過程中，保持將望遠鏡瞳面映射到儀器入射面。由於光線在經過這條光路的傳輸過程中被光路所延遲，所以這條光路也就被稱為延遲線（Delay Line）。

我們在圖6中可以看到兩個有著四個孔的方盒子，裡面裝著的就是上圖裡面那個延遲用的反射式望遠鏡。方盒子下面的小車帶著方盒子在滑軌上跑來跑去，構成了延遲線上主動調整的部分。正是這一條條的延遲線使VLTI的多台望遠鏡有機地組合成一體，可謂是VLTI的生命線！

圖6. VLTI的延遲線。（圖源：VLTI Tutorial: VLTI Concept & technical aspects, B. Koehler, 20November 2001, Garching）

當然對於光學/紅外望遠鏡而言，在觀測的時候還有另一層麻煩，那就是頭頂上不斷變化的大氣湍流。雖然小望遠鏡對於大氣湍流沒有大望遠鏡敏感，但大氣湍流仍會帶來低階相差（尤其是傾斜相差），使光波的相位差超過干涉形成的要求。所以在VLTI當中，所有輔助望遠鏡都配備了用於矯正傾斜的擺鏡。

而當VLTI將8.2米大口徑望遠鏡切入進來時，則不僅需要配備傾斜矯正，還需要結合自適應光學系統保證整個瞳面接收的波前像差降低到允許水平。同時由於大氣抖動，還會造成條紋的移動，也就需要在光束合併實驗室配備條紋跟蹤器。

圖7. 組成VLTI的另外幾個子系統。左圖，實現傾斜矯正的STRAP。中圖，實現自適應光學矯正的MACAO。右圖，實現條紋跟蹤的FINITO。（圖源：www.eso.org）

探測深空的顯微鏡

在之前VLTI組成干涉陣的時候，使用最多的模式還是採用四台1.8米輔助望遠鏡構型。但當VLTI採用四台8.2米望遠鏡，並結合自適應光學系統，高效光束合併儀器等組陣之後，VLTI不僅在解析度上可以等同於一台130米口徑的望遠鏡，在靈敏度上遠優於輔助望遠鏡的構型。對暗弱天體，尤其是類地行星的成像、採集光譜都成為可能！而這套組合系統，也就是VLTI的第二代精測儀器GRAVITY。

得益於GRAVITY的超高解析度，天文學家便可以從密集的星場中觀測到微小暗弱的天體，精測天體軌道和形狀變化。

我們知道在我們的銀河系中心存在一個超大質量的黑洞。由於這個黑洞質量極大，當恆星穿過這個黑洞所產生的極端引力場時就會產生廣義相對論所預言的引力紅移效應。也就是說，恆星隨著軌道距離黑洞越來越近，顏色會逐漸偏紅的現象（圖8）。

利用GRAVITY，天文學家在2018年第一次在繞行超大質量黑洞的恆星上觀測到這一現象。觀測的結果與廣義相對論的理論預言精確吻合！與此同時，科學家們還利用GRAVITY發現了圍繞在這個超大質量黑洞附近以光速的30%高速旋轉的氣體，進一步證實了銀河系超大質量黑洞的存在。

圖8. 藝術家繪製的S2在穿過超大質量黑洞引力場時產生的引力紅移效應。（圖源：www.mpe.mpg.de）

就在不久以前，GRAVITY還幫助了包括我國天文學家在內的一個天文團組第一次成功利用光學干涉陣精測了遠在129光年以外，圍繞天馬座一顆恆星HR8799旋轉的系外行星HR8799e。利用遠優於以往所採集的這顆行星光譜數據，科學家可以更清晰到了解這顆行星上的大氣環境。

從結果來看，儘管這顆行星表面溫度高達1000攝氏度，不適合人類居住，但大氣成分卻顯示這是一顆極為年輕的「超級木星」，也就因此非常適合用於研究行星在這個階段的演化過程。

VLTI的成功源自於科學家對各個子系統的精益求精。從8.2米的甚大望遠鏡，1.8米的輔助望遠鏡，延遲線，傾斜、自適應光學矯正系統，條紋跟蹤，到最後末端的高性能科學儀器，整條鏈路都堪稱同類設備的典範。同時結合來自4路甚大望遠鏡光線的VLTI的末端儀器GRAVITY的上線已經幫助我國天文學家取得了令人驕傲的成就。期望在不久的將來，我們也能發展出高水平的此類設備為中國天文學家所用，取得更輝煌的成果。

本文只介紹了光學/紅外干涉陣的優點，但有優點必然也會有它的局限性。受篇幅限制，我們這裡不再贅述。對這方面感興趣的同學和老師可以參考文獻當中所羅列的幾本書。

作者簡介：

馮麓，一個學工的理學博士，2012畢業於中國科學院研究生院。現任中國科學院國家天文台副研究員。主要研究方向為自適應光學及鈉雷射導星雷射器相關技術。非常有幸能夠從博士期間到現在先後參與VLT，ELT，TMT自適應光學相關技術的研發，並在近兩年參與到國內建設大口徑光學/紅外望遠鏡的前期籌劃工作當中。

參考資料

[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).