摩爾定律的天文版指出，望遠鏡的大小每幾十年就會加倍。但今日的設計者認為，他們在十年內就可以建造出三倍大、五倍大，甚至是十倍大的望遠鏡。
撰文╱吉爾莫基（Roberto Gilmozzi）
翻譯／郭兆林
我在智利帕拉拿天文台最美好的時光之一，是一天工作後在夜晚登上「天台」之時；「天台」是我們放置超大望遠鏡（Very Large Telescope, VLT）的平台，架著四具8米的望遠鏡。這感覺很神奇：廣漠浩瀚的星空，緩緩移動的圓頂，我有點犯規卻愉快的吞雲吐霧，微泛乳白光的地平線，隱約襯出幽微的沙漠。當我佇立欣賞全世界最先進的望遠鏡VLT時，四架430噸重的機器正靜靜與天穹共舞著曼妙的芭蕾，不禁感歎自己是何其幸運能參與這麼棒的計畫！這是全人類共享的成就。就像今日其他偉大的望遠鏡，如凱克天文台、哈伯太空望遠鏡以及極大陣列電波觀測站等，VLT具備人類現今文明所擁有最高的科技。若追蹤每部份的誕生，最終將會發現這是數百萬人的共同成就。
但天文學家從不停下腳步。VLT一完工，就有許多人開始構思下一代的望遠鏡，主鏡直徑將會達25、30，甚至是100米。我深入參與設計的構想，是個稱為OWL的龐然大物（一方面是因為它像貓頭鷹具有敏銳的夜視力，一方面是指其overwhelmingly large超級大的尺寸），百米大的鏡子將會幾乎蓋滿帕拉拿天台。
如同所有的新科學儀器，目前運作的8~10米望遠鏡不僅回應了建造之初所欲探尋的問題，也揭開更新、更深入、更具挑戰性的問題，需要更大的儀器來回答。諸如分析其他恆星系統裡類地行星的組成，並尋找生命跡象；研究宇宙最早形成的星系；了解暗物質與暗能量的本質；拍攝太陽系裡太空船無法到訪的各種星體等，這一切一切促使天文學家邁向下一代巨大的光學望遠鏡，其能力將超過現今千百倍。目前，歐洲已有許多單位視此類望遠鏡為發展天文學首要優先計畫，美國國家科學院（NAS）則視其重要性僅次於哈伯太空望遠鏡的下一代──詹姆斯˙韋伯太空望遠鏡（James Webb Space Telescope, JWST）。現在有許多計畫正在草圖階段，包括OWL、30米望遠鏡（Thirty Meter Telescope, TMT），以及24米的巨型麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope, GMT）。
在過去，望遠鏡遵循了自己的摩爾定律：每一代的望遠鏡約是前一代的兩倍大，並且花費幾十年的時間發展建造。這個趨勢尤其能以20世紀的「加州發展史」做說明，如威爾遜山的2.5米胡克望遠鏡（1917年）、帕洛馬山的5米赫爾望遠鏡（1948年）、夏威夷茂納開亞火山的10米凱克雙望遠鏡（1993年）。依循先例，下一代望遠鏡的直徑應該是20米，在2025年左右開始運作。那麼，我們這些妄想10年內建造出25米，甚至是100米望遠鏡的人瘋了嗎？若仔細探查建造一架望遠鏡的挑戰，我們可以相信天文學家並沒有發瘋！因為現在，除了巨型地面望遠鏡的迫切需要，必需的科技也已經存在了。
看得再多一點
挑戰望遠鏡摩爾定律的一項大動力，是因為天文學家已經快窮盡其他提高儀器收集光束能力的方法了。光線先從反射式望遠鏡的主鏡反射，再經由次鏡反射，聚焦在一個便利之處，既可以用眼睛觀看，也可以照相，或者是分光成彩虹色以進行光譜分析。當天文學家談到望遠鏡的尺寸大小時，是指主鏡的直徑，若主鏡尺寸加倍時，可以看到亮度1/4的天體，也等同於同樣光度但距離是兩倍遠的天體。
過去50年來，望遠鏡對於黯淡的物體變得更加敏銳，這不只是因為望遠鏡直徑變大，也是因為偵測器的技術進步所致。5米的赫爾望遠鏡建造時，所使用的照相板僅能吸收到百分之幾的光線。然而，今日的電子偵測器具有近乎100%的效率，在靈敏度的提升上相當於望遠鏡直徑變大五倍。因此，實際上現代望遠鏡就靈敏度而言，已是前代望遠鏡的10倍。由於目前偵測器的效能已無進步空間，若下一代望遠鏡要做相同的躍升，直徑就該達100米。
未來各式望遠鏡設計的團隊，對於自己究竟能夠造出多大的望遠鏡，一直有著熱烈的討論，但是沒有人會懷疑下一代望遠鏡對大幅提高尺寸的需求。傳統上，望遠鏡設計的尺寸受限於人們製造鏡片玻璃的能力，包括成形與拋光等。可見光的波長比無線電波長更短，所以雖然無線電碟型天線可造得很大，但是其要求不如光學鏡嚴格；就像是用手指夾沙粒的動作，要比拿石頭更加精細了。
5米的赫爾望遠鏡具有拋物面鏡，表面粗糙度低達50奈米：若望遠鏡像大西洋這麼大，則表面上最大的突起僅有5公分高。在拋光時，建造者使用木製的拋光工具以及松脂，到最後階段時，他們用手進行細微的修正。這項工作花了11年（其間發生二次大戰），每兩天測量一次形狀。
現在的反射鏡是在電腦控制下製造，大幅縮短所需的時程。VLT那四面8.2米的鏡子便各在一年內完成拋光，幾乎時時進行測量。即便形狀（雙曲面，聚焦最為精銳）更加複雜，VLT的表面品質相當於或甚至稍勝赫爾望遠鏡。所以，拋光已不再是最主要的障礙了。
一個更大的問題是製造玻璃本身。要鑄成8米寬的玻璃，望遠鏡製造者必須要有專門的工廠，而且要由許多錯誤嘗試來學習經驗──通常得打破幾個鏡子才能完工，目前的技術連應付兩倍大的鏡子也不夠。幸好，義大利天文學家達土羅（Guido Horn D崒rturo）在1932年提出一個解決辦法：分截式鏡。例如，凱克雙望遠鏡的反射主鏡便是由36面各1.8米寬的六角鏡所拼成。六角形可讓鏡子組裝成雙曲面，而每面六角鏡的曲面稍有不同，端視離鏡子中心的距離而定。原則上，這種設計讓反射鏡要做多大都可以，缺點則是需要調準每面鏡子到次波長的精準度，以及如何將連接處對影像品質的影響降到最低，還得要抵抗風吹震動。
OWL與TMT和凱克雙望遠鏡一樣，將由六角鏡組成。而GMT的設計者則採取不同的方式，他們為了減少分截式的缺點，選擇較少卻較大的分截鏡，其望遠鏡將會由七個8.4米的圓形鏡拼成（第一個圓形鏡已經在建造中）。採用這種方式的缺點，是其尺寸很難再往上增加（見2006年1月號〈科學人剪影：通天明鏡〉）
看得再清楚一點
對黯淡物體的靈敏度只是望遠鏡所追求的目標之一，另一個是解析力，即觀察細部的能力。原則上，大型望遠鏡應該兩者兼具。望遠鏡越大，其影像受到繞射減損的情況越少，所謂繞射是指當入射波在鏡子邊緣被切掉而產生的模糊現象。不過，地面光學望遠鏡一直到最近才開始受到繞射的限制。不論主鏡大小，即使在空氣最清新的地點，空氣擾動會使得小於0.3弧秒（編註：角度的單位，一弧秒＝1/3600度）的東西變得模糊。如果使用帕洛馬山耗資一億美元的5米望遠鏡觀看超巨星參宿四（直徑0.05弧秒），看到的只是一點閃爍的紅光；雖然比較亮，但卻不會比300美元的20公分家用式望遠鏡或用肉眼看得更清楚。
在太空中繞行的太空望遠鏡問題恰好相反，它們可以得到高解析度的影像，但是卻缺乏偵察黯淡物體的靈敏性，更不用說將光分成各種顏色以進行成份分析。哈伯太空望遠鏡的直徑受到太空梭承載限制，只有2.4米，而即使是JWST的鏡子也只有6.5米，這些衛星的觀察發現必須在地面做後續的光譜分析。
現代望遠鏡在靈敏度與解析力之中擇一的限制，已經無法滿足人們對於下一代望遠鏡的要求，要同時兼具兩種特性才能達成我們的科學目標。在一夜的曝光下，100米的望遠鏡將能看到亮度為以前所見1/1000亮的天體；以目前的望遠鏡，只能看到一片漆黑的天空，未來的望遠鏡將能看到一大群黯淡的物體。但若沒有高解析度，這些物體會全部混在一起。
高解析度與高靈敏度兼具，對於偵測類地行星也至為重要。為了觀察這類行星，由於其亮度不到主星的10億分之一，天文學家必須利用日冕儀（不透明的小圓盤）來擋住恆星。不過，如果圓盤太大，則會擋住行星。高解析度意味天文學家能夠使用較小的圓盤，以擴大搜尋行星的範圍。望遠鏡最少要有80米，才能夠在太陽系附近尋找類地軌道行星，根據估計可搜索400個像太陽的恆星系統，並收集到約40個類地行星的光譜。至於30米的望遠鏡，僅能搜索幾十個系統，若要取得光譜，則要收集數星期的光線，或許根本辦不到。
調節與改進
為提高解析度，望遠鏡必須依靠自調光學來抵消大氣擾動所造成的扭曲。方法是監控一個參考恆星（可用雷射射到大氣層上方，製造一顆「人工恆星」），並調整鏡子的形狀，讓這顆恆星保持成焦。這個修正鏡可用次鏡，或是置於次鏡與偵測器之間的更小鏡子。而鏡子背面有一組小活塞，移動微調鏡子的形狀。
這套系統使得望遠鏡能夠發揮最高或接近最高的解析力，僅受到繞射所限，彷彿大氣不存在一般。100米的望遠鏡應該看得見0.001弧秒的東西，勝過哈伯望遠鏡40倍。至於參宿四，看起來不再是一個光點，而是具3000像素的影像，所提供的詳細程度是目前在附近行星上才能得到的。
這種技術已使用在許多大型的望遠鏡上，但要運用在更大的系統上，還得再更上一層樓才行，可行性仍在評估中。100米的望遠鏡上加裝一套自調光學系統，將需要超過10萬個修正活塞，而今日的系統最多只有1000個修正活塞。再者，控制的電腦必須每秒調整鏡子形狀數百次，目前處理器的科技還無法應付這種計算量。
工程師正分階段進行，首先建造在紅外線波長運作的系統，因為干擾效應在長波長較不嚴重，所需修正活塞較少。另外，他們也會利用別的先進自調光學技術，例如從醫學、太空飛行、軍事用途及電子產品上汲取經驗。其中，有個特別有希望的新技術是多軛自調光學，在更廣的視野範圍內修正擾動，讓系統不致於受限於參考星附近的小片天空（見延伸閱讀1），VLT現在便是利用多軛法。
科學人2006年6月號
[ 本帖最後由 dumbmotor 於 2008-1-25 23:07 編輯 ] |
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