搜寻新的地球和宇宙的边缘.doc

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1、搜寻新的地球和宇宙的边缘Shea发表于2009-02-25AnilAnanthaswamy　文　Shea　编译　　2008年11月，人类第一次直接看到了围绕其他恒星转动的行星。尽管这是一个巨大的成就，但是这些行星都要比木星大得多，并且它们的轨道半径都在24个天文单位到119个天文单位之间。这里1个天文单位相当于地球到太阳的距离。　　我们的梦想是直接看到那些非常靠近恒星、和地球相仿的行星。这就要求望远镜能透过恒星耀眼的光芒看到比2008年11月所看到的行星还要小3,000倍的天体。这即便对于目前世界上最大的10.4米西班牙加那利群岛大型望远镜来说也是“不可能”的任务。但

2、也许十年之内，三架巨型望远镜就能把“不可能”变成“可能”。　　24.5米的巨麦哲伦望远镜（GMT）、三十米望远镜（TMT）和42米的欧洲特大望远镜（E-ELT）每一个都将能收集到来自太阳系外行星的光线，并且使得天文学家们能够通过分光仪来研究它们大气的组成。“在近邻恒星的宜居带中是否存在类地行星？这是一个我们非常想回答的问题，”在欧洲南方天文台为E-ELT工作的马尔库斯·基斯勒-帕提格（MarkusKissler-Patig）说。　　通过测量其边缘恒星的运动速度，这些望远镜也能用来研究星系中央的超大质量黑洞。现在的望远镜还只能对我们的银河系的中央黑洞进行这样的观测。“有

3、了TMT我们就能研究近距星系中的黑洞，”美国加州大学圣克鲁兹分校的TMT科学家杰里·纳尔逊（JerryNelson）说。[图片说明]：24.5米的巨麦哲伦望远镜（GMT）。版权：GMT官方网站。点击查看大图。　　这三架望远镜甚至还能用来直接测量宇宙膨胀的速度。在过去的十年中，天文学家已经发现遥远的超新星看上去要比预期的暗，这被认为是由宇宙加速膨胀造成的。但是这一解释依赖于数学模型。但如果有了类似E-ELT这样的望远镜，天文学家们就可以通过监测位于宇宙边缘的明亮类星体来直接测量宇宙膨胀的速率。在这些类星体的光线射向我们的过程中会穿过星系团。每穿越一个星系团就会造成光线吸

4、收或者红移，由此就可以测量出星系的距离。通过研究这些类星体和星系团红移随时间的长期变化就能直接测量出宇宙膨胀的速率。　　尽管这三架望远镜有着相同的目标，但它们会用截然不同的方式来实现它——要么使用特殊设计的主镜，要么使用自适应光学技术来消除大气湍流造成的模糊和闪烁。　　建造任何望远镜的最主要挑战都来自它的主镜，而主镜的大小直接决定了望远镜的分辨率。望远镜的主镜会收集来自遥远天体的光线，然后把它们汇聚到望远镜的副镜上，随后副镜会把光线聚焦并输出到望远镜的探测器上。[图片说明]：三十米望远镜（TMT）。版权：TMT官方网站。点击查看大图。　　由于过重而变得难以操纵，因此目

5、前最大的单镜面望远镜的主镜直径是8.4米。而且主镜太厚的话也无法保证整块镜面能保持相同的温度，由此就会破坏成像的质量。于是建造更大型望远镜的唯一办法就是使用较小的镜面来拼接成一个大镜面。　　GMT包含了7块由类似派莱克斯耐热玻璃制成的大型镜面，且这些镜面所具有的蜂窝结构可以使得其自身重量大大减轻。而经过温度控制的空气则会被输送到这些蜂窝结构中，以此来使得整个镜面能在20分钟内达到热平衡。想想1917年美国威尔逊山上的2.5米望远镜花了一整晚的时间来使得它厚达33厘米的主镜达到热平衡，这就已经是相当不错的了。　　受到夏威夷10米凯克望远镜成功的鼓励，TMT和E-ELT将

6、会采用比GMT更小得多的镜面来拼接主镜。除了更薄和更容易制造以外，使用小镜面还有其他的好处。而它的缺点则是当望远镜移动时很难使得所有的镜面都保持完美的排列形状。这时候就需要边界传感器来探测小镜面之间的偏离，而大量的触动器也会被用来调整拼接镜面，使得主镜的形状能够达到几纳米的精度。　　此外另一项望远镜所必须的技术就是自适应光学。具有不同温度并且运动速度也各异的大气会扭曲望远镜所接收到的影像。[图片说明]：42米的欧洲特大望远镜（E-ELT）。版权：E-ELT官方网站。点击查看大图。　　装备有自适应光学系统的望远镜会检测引导星或者是由激光在上层大气中“打”出来的人造星。计

7、算机软件会比较观测到的引导星或者人造星影像和理想影像之间的差异并由此计算出大气对影像的扰动，然后使用变形镜面来实时校正。这些变形镜面位于光路的后端，非常薄且易于形变，大小通常为几十厘米。它每秒钟可形变50-100次，以此来补偿大气的扰动。　　然而，如果安装自适应光学系统就需要额外的镜面，而每多一块镜面就会多吸收一些光子，造成进入后端探测器光子数量的减少。除此之外，额外的镜面还会增加系统自身的热噪声，这会影响望远镜在红外波段的观测。　　GMT对此的解决方案是把望远镜的副镜做成变形镜面。“这意味着你不会损失任何入射的光线，因为你本来就要使用副镜来反射光线