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搜寻新的地球和宇宙的边缘
二零零八年十一月
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二十四个天文单位到一百一十九个天文单位之间
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
这就要求望远镜能够透过恒星耀眼的光芒
看到比二零零八年十一月所看到的行星还要小三千倍的天体
这即便对于目前世界上最大的十点四米西班牙加纳利群岛大型望远镜来说
也是不可能完成的任务
但也许在十年之内
三架巨型望远镜就能够把不可能变成可能
二十四点五米的距迈哲伦望远镜GMT
三十米望远镜TMT和四十二米的欧洲特大望远镜EELT
每一个都将能够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
是否存在着类地行星
这是一个我们非常想要回答的问题
在欧洲南方天文台为EELT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银河系的中央黑洞进行这样的观测
有了TMT
我们就能够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比预期的要暗
这被认为是由于宇宙加速膨胀造成的
但是这一解释依赖于数学模型
但是
如果有了类似EELT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
但他们会采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
而主镜的大小则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
由于机构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八点四米
而且主镜太厚的话
也无法保证整块镜面能够保持相同的温度
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包含了七块由类似派莱克斯耐热玻璃制成的大型镜面
而且这些镜面所具有的蜂窝状结构可以使得其自身重量大为减轻
而经过温度控制的空气则会被输送到这些蜂窝结构之中
以此来使得整个镜面能在二十分钟内达到热平衡
想想一九一七年
美国威尔逊山上的二点五米望远镜
花了一整晚的时间来使得它厚达三十三厘米的主径达到热平衡
这就已经是相当不错的成绩了
受到夏威夷十米凯克望远镜成功的鼓励
TMT和EELT将会采用比GMT更小的多的镜面来拼接主镜
除了更薄和更容易制造之外
使用小镜面还有许多其他的好处
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
这个时候就需要边界传感器来探测小镜面之间的偏差
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
另外一项望远镜所必需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进行实时校正
以些变形镜面位于光路的后端
非常的薄
而且易于形变
大小通常为几十厘米
它每秒钟可以形变五十到一百次
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
这并不意味着你会损失任何入射的光线
因为你本来就想使用附镜来反射光线
GMT成员
美国卡内基研究所天文台的帕特
麦卡锡说
但是附镜太大了
要把它做成可变形镜面的话
着实是一项挑战
考虑到这一点
EELT的设计者仍然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零下三十摄氏度的环境中
以此来降低系统的热噪声
虽然面临各种各样的挑战
但是这三架望远镜的团队都力争让他们的望远镜如期投入使用
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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