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巨大的三十米望远镜（TMT）是在建的新一代地面超级望远镜之一。它的主镜直径为30米，计划在2018年完工。届时它收集光的能力将是10米凯克望远镜的9倍，它的分辨率将是哈勃空间望远镜的12倍。从美国夏威夷莫纳克亚的火山穹丘，TMT将会为我们送上前所未见的超精细宇宙图像。 30米TMT:深入前所未见的宇宙 “我们知道的越多，宇宙就变得越神秘，需要人类更多的创造力迈向下一步。” ——杰里·纳尔逊（美国加州大学圣克鲁兹分校TMT项目科学家） 在伽利略用自制的望远镜彻底变革了人类对宇宙的观念之后400年，一架正在建造的巨型望远镜将会为人类带来更多有关宇宙的更新、更深层的认识。 新天文学 一旦建成，这架新的望远镜将使得天文学家能比过去更清晰地看到暗弱的天体。它将能够识别出即便在今天的哈勃极深场中看上去仍很模糊的极为遥远的结构。然而至今还没有人知道这些天体到底是什么。这一新的分辨能力将加大对太阳系外行星的搜寻和探测，同时还能惠及对宇宙中第一代星系的研究。 截止2011年5月20日，人类已经发现了551个太阳系外行星的候选者，其中还有超过200个的行星系统。这些发现中的大部分是通过光谱探测行星对其宿主恒星在观测者视线方向上的引力摄动而被发现的，这一手段被称为视向速度方法。TMT的视向速度巡天所能覆盖的恒星数量将比眼下的多出30倍。目前这一方法主要适用于搜寻极为靠近宿主恒星的热类木星。但如果要找到位于低温矮星周围宜居带（恒星周围可以有液态水存在的区域）中的岩质类地行星，现有视向速度方法的灵敏度还需要提高至少10倍。 为此，目前世界上最大的凯克天文台的两架望远镜需要1～3个小时才能得到可信的视向速度数据，这大大限制了观测的效率。考虑到行星系统的多样性，必须要对数百颗恒星进行观测之后方能真正得到近距岩质外星行星的可靠比例。TMT在这方面的优势就体现了出来。它比“凯克”强大9倍的集光能力使得它能把每次视向速度观测所需的时间相应缩短到只有几分钟。这使得它可以在一年里观测数千个外星行星候选体。 除了视向速度观测之外，TMT还将使得人类第一次能经常性地对外星行星进行直接成像观测，收集它们大气活动和化学性质的信息。通过星冕仪和高精度天体测量技术，TMT可以探测距离宿主恒星相对较远的年轻高温类木行星。来自遥远行星系统的星光包含了行星及其宿主恒星的辐射。从地球上看，当行星从恒星前方经过时，恒星所发出光中的一部分会穿过行星的大气。于是，由行星大气分子所造成的吸收特征就会在恒星的光谱中显现出来。根据这些光谱就能测定出外星行星的大气成分。TMT除了将帮助我们确定银河系中类似地球这样的行星究竟有多罕见之外，还能帮助推断出在银河系的其他地方是否也存在类似地球上的生命。 新的TMT将会看到之前任何一架望远镜都无法看到的早期宇宙，直达宇宙“黑暗时代”之后第一代恒星和星系的形成时期，直击宇宙中的“第一缕光”。有理论认为，在大爆炸的光辉褪去之后，宇宙进入了一个长期的“黑暗时代”。最终，低温物质聚集坍缩，形成了第一代恒星和星系，出现了第一缕光。 第一代星系中包含有从原初气体中形成的第一代大质量恒星。这些星族Ⅲ恒星会以超新星爆发的形式为宇宙制造出第一批重元素。作为大质量的热源，它们会发出强烈的辐射，电离周围的原初氦。这些气体所产生的特征发射线可以作为这些第一代恒星的示踪器。TMT可以看到红移达14的星系中的这些谱线，验证先前根据微波背景辐射偏振所做出的星族Ⅲ恒星的红移在7到20之间的预言。这将为早期星系的演化提供一个新的重要的限制。 此外，在黑暗时代中，引力开始把暗物质聚集成团，构建宇宙大尺度结构的架构。中性氢和氦原子会被暗物质吸引，在密度最高的区域积聚。不过这一原初引力成团的细节目前还鲜为人知，我们不知道是单颗恒星还是巨型黑洞先形成。恒星和黑洞都会产生高能光子。高温、明亮的恒星会辐射出巨量的紫外线。在吸积盘中落向黑洞的物质其温度会高到足以产生X射线。没有人知道，哪类天体率先开始发出明亮的辐射，但有一件事情是肯定的：在几亿年之后，宇宙的灯光被点亮了。对于这些问题，TMT兴许可以为我们提供一些线索。 为了攻克这些未知，TMT必须要有远超目前最大望远镜的镜面来收集来自宇宙边缘的微弱信息。但建造直径30米的望远镜主镜绝非易事！ 20世纪70年代末，天文学家们遇到了一个问题：天文望远镜的尺寸已经不再能满足他们的要求。为了能更深入宇宙的过去，他们需要更大的望远镜。为了建造更大的望远镜，就需要更大的镜面，但是直径大于5米的镜面会由于形变而产生扭曲的图像，使得超越1948年建造的5米海尔望远镜的梦想始终未能如愿。 “许多人曾经认为它是能建造的最大望远镜，”美国加州大学天文台台长麦克·博尔特说。当苏联人在1976年用老方法建造了一台6米的望远镜后，它只能给出糟糕的扭曲图像。全世界的科学家都意识到必须要有新的设计方案。 最终找到破解这一关键问题办法的是一名谁也没有想到的物理学家，他就是当时在美国加州大学伯克利分校的纳尔逊。“在演讲时，他平淡的风格会让你觉得他正在讨论推销一种新的市政下水道合同，而不是世界上最大的望远镜，”美国《洛杉矶时报》评论到，“然而他是一个不屈不挠且有能力的科学家，拥有巧妙解决意料之外问题的天赋。” 他设计出的巧妙解决方案是做36块小镜面，然后像蜂巢一样把它们拼接到一起。这就是位于美国夏威夷的两架10米凯克望远镜的建造基础。“每个人都认为这风险极大，引发了一场大争论。没有人相信它会成功，”博尔特说。但纳尔逊做到了。 在过去的100年里，望远镜的设计分成了两个鲜明的阶段。首先，天文学家从使用透镜的折射望远镜转向了使用镜面的反射望远镜。1908年美国威尔逊山天文台的1.5米望远镜拉开了这一阶段的序幕，随后是1917年2.5米的胡克望远镜和1948年在美国帕洛玛天文台的海尔望远镜。而“凯克”则开启了通过拼接镜面建造望远镜的下一个时期。美国加州大学圣克鲁兹分校的天文学家桑迪·费伯因此把纳尔逊称为“现代伽利略”。 实际上，纳尔逊的方法和其他拼接镜面设计已经被证明极具可行性和灵活性，TMT也将使用相同的技术。TMT反射镜所用的拼接镜面数比“凯克”的高了一个数量级，达到492块，通过复杂的计算机制导系统来让它们以一个整体运转。 然而，即便望远镜主镜面的问题已经解决，但它仍要克服一个所有的地面望远镜都要面对的难题——大气的湍动。 随气而动 400年前当伽利略用他的望远镜首次发现木星的卫星时，他几乎不可能想到这些小望远镜的后裔居然可以窥视宇宙的边缘。伽利略手工制造的望远镜的口径只有4.4厘米而且透镜的质量很差，无法分辨小于10角秒的细节——相当于看300米外的一枚银币。因此，伽利略无法分辨出土星的光环。 如果伽利略望远镜透镜的质量十分好的话，它的分辨率可以达到3角秒——4.4厘米透镜的理论分辨率。一架望远镜的分辨率反比于它的口径，因此一架13厘米的望远镜的分辨率是1角秒，而1.3米的则为0.1角秒。TMT主镜30米的直径使它的分辨率可以达到0.005个角秒。 如果TMT在地球轨道或是月球轨道上，那么这是可能的。但是正如许多用过望远镜的人所知道的，地球大气会严重影响高放大倍率下所成的像。大气湍流会让影像变得模糊，因此无论口径有多大，没有望远镜的分辨率可以达到0.5角秒以上，甚至在山顶这种视宁度极好的地方也是如此。从分辨率的角度来说，世界上最大的望远镜不比天文爱好者手中的几十厘米望远镜好到哪儿去。 但是现在不同了。自适应光学系统通过每时每刻地修正大气扰动所造成的图像畸变，使得星像还原到近乎可以达到衍射极限的完美程度。那自适应光学系统是如何工作的呢？其基本原理相当简单。如果你知道大气是如何干扰星光的话，你就可以将其校正过来。 换句话说，你每时每刻都必须测量并且修正大气所造成的星像扭曲效应。这一扭曲效应源自于湍流空气胞之间的微小温度差，这些空气胞的大小从几个厘米到几米不等。湍流空气胞会从不同的方向、不同的高度高速经过望远镜的上空。每一个湍流空气胞就像是一个小透镜，会稍稍改变光的路径。其典型的结果就是一个模糊而且一秒钟内颤动数百次的影像。 为了使光线重回正途，自适应光学系统必须要做两件事：在每一个瞬间测量出所有的影像畸变，然后通过望远镜光路上的器件来校正这些畸变。 自适应光学系统会帮助TMT实现看得更深的目标。它会使用钠激光产生的人造引导星来探测气流的状况，并把大气湍流的信息传递给小型的弹性镜面，后者会实时地改正大气的颤动。自适应光学系统的效果就像是为模糊的视力配一副眼镜——最终的结果是获得更为锐利的影像。 不过对于TMT而言，传统的自适应光学系统并不能简单地照搬到它身上。如果你把TMT对准了一个星系，来自星系的光会穿过直径30米的圆柱形空气柱。然而，来自引导星的星光仅仅位于90公里的高空，无法贯穿整个空气柱。 相反，它仅能覆盖底面直径为30米的圆锥形区域。因此，圆柱里、圆锥外的湍流空气就无法被测量，所以星系的影像不会完全得到修正。新的多重共轭自适应光学系统将通过使用多重引导星、波前传感器和弹性镜面来解决这个问题。它同时也克服了自适应光学系统对视场大小的限制。 没有自适应光学，地面望远镜根本无法和哈勃空间望远镜这样的空间望远镜相比。纳尔逊把这一关键技术比喻为“望远镜的心脏和灵魂”。 在上个世纪，望远镜每30年大小就会翻倍。在不太遥远的未来，纳尔逊预言我们还会看到50米和100米望远镜。但这并不意味着这些望远镜容易实现。预计10亿美元的成本使得TMT必须寻求国际合作，包括美国、加拿大、日本和中国。进一步的经费则会来自私人基金。 “TMT将要做出的发现会增加我们对能力更强大、更大望远镜的渴望，”纳尔逊说，“因此只要我们保留好奇心并且拥有建造这些设备的资金，我认为我们会见到更巨大的东西。” 新一代超级望远镜竞赛 到这个十年末，几架全新的望远镜将会完工。其中的每一架与目前的望远镜相比，都堪称巨无霸。它们也许能回答有关我们宇宙的一些关键问题，开启天文学的新纪元。 天文学家们正在开展一场新的竞赛，来建造世界上最大的望远镜。4个彼此竞争的项目已经上马，到2020年前应该会在美国夏威夷和智利的山巅看到一系列的巨型天文台。 这些望远镜中每一架的威力都会超过目前地球上正在运转的任何一架望远镜至少十倍。通过窥视更为遥远、更为暗弱的宇宙，它们将引发一场我们对宇宙的认知革命。天文学家们想借此来研究宇宙大爆炸——137亿年前宇宙的创生——之后形成的第一代恒星和星系。这些新的望远镜还有可能探测围绕其他恒星的类地行星，为撞向地球的小行星和陨石做出早期预警。 这些望远镜每一架都预期在2018年前后完工。然而对于每个团队而言，竣工的确切日期却都是一个秘密，他们生怕别人抢了先机。 “成为第一至关重要，”这些超级望远镜之一的设计者加里·桑德斯说，“当你打开一扇窗，第一个透过它望去的人才会看到最精彩的东西。” 桑德斯所参与的是三十米望远镜（TMT）项目。顾名思义，这架望远镜的主镜的有效直径为30米，这表征了它的分辨率和收集光线的能力。作为比较，目前世界上最大的凯克天文台的两架望远镜，它们的主镜直径只有10米。 然而，建造巨型望远镜是极为困难的。因为由普通材料制作的30米镜面会在自身的重量下弯曲变形。不过TMT的设计者相信，通过用492块小型六角形镜面来拼接出一面直径30米的主镜可以解决这个问题。 TMT将会被建在美国夏威夷的莫纳克亚。位于太平洋的中央，莫纳克亚山被绵延数千千米、有热稳定效用的海洋所环抱。此外，它4200米高的山顶附近没有其他的山脉来干扰高层大气。几乎没有城市的灯光会污染那里的夜空，全年的大部分时候，那里的空气也十分洁净、稳定且干燥。因此，莫纳克亚云集了世界上众多的知名天文台，其中也包括了凯克天文台。 与之不同的是，其他3架超级望远镜则建在智利，那里也同样具有极为洁净和稳定的大气条件。大口径全天巡视望远镜（LSST）将会使用复杂的镜面系统来使之变成一架超级数码相机。它在几个夜晚就能拍摄整个夜空的四色图像。这些星空图像将通过Google向公众开放提供。 同在智利的巨麦哲伦望远镜（GMT）将使用7块镜面，每一块的直径为8.4米。其中的6块会围绕第7块组成花瓣形。这一构形会使得它的集光能力相当于一架24.5米的望远镜。 最后则是所有这些超级望远镜中的巨无霸——欧洲特大望远镜（E-ELT）。它直径42米，由1000块六边形的镜面拼接而成，所能收集的光是凯克的15倍。E-ELT不仅能发现围绕其他恒星的类地行星，还能探测它们是否具有海洋和陆地。 这些望远镜都将使用最先进的技术，例如超薄的镜面反射材料和尖端的制导系统——只有这样，来自不同镜面的光线才能被合成一个图像。然而这些技术都不便宜，每架望远镜的成本都会达到10亿美元甚至更多。 对于科学设备而言，这也许是一个极为高昂的价格。但和下一代空间望远镜——美国宇航局计划于2014年发射的、直径6.5米的詹姆斯·韦布空间望远镜（JWST）——比起来，其70亿美元的成本是所有4架新的地面望远镜成本总和的将近2倍。 而且，如果在夏威夷或者智利望远镜的某个部件出了故障，那么工程师和技术人员可以赶到那里现场解决问题。但如果太空中的JWST出了问题，就只能干瞪眼了。 搜寻新的地球和宇宙的边缘 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。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3000倍的天体。这即便对于目前世界上最大的10.4米的西班牙加那利群岛大型望远镜来说也是“不可能”的任务。但也许十年之内，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）、30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·纳尔逊说。 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。 由于过重而变得难以操纵，因此目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。 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，”GMT成员、美国卡内基研究所天文台的帕特·麦卡锡说。但是副镜太大了，要把它做成可形变镜面的话着实是一项挑战。考虑到这一点，E-ELT的设计者仍将采用位于光路末端的小镜面，但不同的是他们会把自适应光学系统置于-30℃的环境中，以此来降低系统的热噪声。 虽然面临各种各样的挑战，但这三架望远镜的团队都力争能在2018年让他们的望远镜投入使用，以此把天文学和宇宙学领入新的纪元。“我们将深入以前从未到过的宇宙，”基斯勒-帕提格说，“发现以前绝对意想不到的新事物。”
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