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导言：随着天文学的不断发展，天文望远镜也不断变大。那么，大型望远镜本体上有没有什么能体现天文学家奇思妙想的设计。今天要介绍的这个望远镜，估计几年前听说的人都不多，更别提见过了，这是一台靠自身旋转“转”出来的望远镜——水银面望远镜。

撰文 | 冯麓 （国家天文台）

责编 | 韩越扬 吕浩然

铁打的望远镜，流水的经费

作为天文学家必不可少的工具，望远镜最根本的作用无非就是两个：1. 帮助天文学家看到距离我们更远、宇宙更深处更暗弱的天体；2. 将被观测的天体的细节呈现出来，也就是帮助天文学家看的更清晰。正如我们在前面讲到自适应光学所提到的，要想看的更深、更清晰，望远镜镜面的口径也就需要更大。望远镜的口径增加了，收集天体发出来的光的面积也就增加了，进而也就可以看到隐藏在宇宙更深处那些更为暗弱的天体，发现新的天文现象。也正因为如此，无论是地基望远镜，还是太空望远镜，它们的个头都是越建越大。

图1：图中的每一个点都代表着一台现实中存在的望远镜。横轴是它们建成的时间，纵轴则是它们物镜的口径。从中我们可以看到，自伽利略把望远镜用于天文观测之后，望远镜的口径就开始不断增大。

但望远镜镜子大了，造价也会迅速增长。要知道一台物镜直径20公分的爱好者级别望远镜，连望远镜带赤道仪、脚架大概也就一万元左右。但一台1米口径的望远镜，仅镜筒的价格就有可能已超过百万。再加上相应的赤道仪、支撑结构，以及配套的圆顶和基建，造价就非常吓人了。目前国际上正在兴建的三十米级望远镜，它们的整体造价基本都在20-30亿美元的量级。

尽管自古以来，人们就热衷于通过研究天文去追求自然的真谛。但面对这样的成本，很多人只能望而却步。那么，是否还有其他方法，在不过分增加望远镜造价的前提下，还能享受到大口径望远镜带来的好处呢？或者说，有没有什么方法能造出便宜能用的大望远镜来呢？咱们先看下面一张图。

图2：望远镜口径（单位：米）与造价（单位为百万美元$1M，十亿美元$Bn)的关系图。图片源自：Gerard T. van Belle，The scaling relationship between telescope cost and aperture size for very large telescopes，SPIE。

这张图展示的是从1897年到2003年这一百多年来一部分望远镜的口径与造价的关系。其中红色的都是1980年以前的望远镜，蓝色的是1980年以后的连续面望远镜，黄色的则是本世纪初竣工的几台拼接镜面望远镜。对应颜色的直线是对这些望远镜口径与造价关系进行线性拟合的结果。

这里我们就可以明显看到，随着口径增加，望远镜的造价也随之增长。同时新的技术，比如80年代以后开始普遍使用的地平式赤道仪，上世纪末开始采用的拼接式镜面都在一定程度上降低了总体成本。但在这张图里，最有意思的还是下面游离在外的那两个浅蓝色的三角，它们的造价显著低于同等口径望远镜：右上方的是仅用于拍摄光谱的HET，我们有机会再讲；下方对应6米口径的另一个，则是我们这一篇的主角，加拿大哥伦比亚大学的天顶望远镜LZT。

价格便宜，个儿又大的水银面望远镜

望远镜的主要目的就是收集来自遥远星空的星光，并把它们汇聚到一点（或者说的更准确一些，一个小区域）的科学设备上。发出星光的天体距离我们无穷远。基本上我们可以把远处天体射向我们的光看成一束束平行的光线。那么，在二维平面上能令这些平行光线汇聚到一点的最简单的形状就是我们中学学过的抛物线，而在三维上则是由抛物线围绕中轴旋转出来的抛物面（图3）。

这也就是说，如果我们可以造出一个很大的抛物面，那么我就可以得到相应大尺寸望远镜的集光能力，相应的焦点也就是大口径天文望远镜中常说的主焦点。在主焦点上再放置上合适的相机，我们就可以进行天文观测了！

那么问题就来了：这么一个抛物面通常是用一块巨大的镜坯磨制而成，但正是这个镜坯和磨制的工序会耗资巨大。有没有什么便宜的方法也能够生成一个巨大的抛物面呢？喜欢联想到处开脑洞的天文学家就想到了我们小时候玩过的一个游戏——转水瓶：当我们快速旋转一个装水的水瓶时，我们就会看到图4里面水面所显现出的形状。

根据简单的物理计算，这个由离心力和重力作用而产生的流体表面所呈现的形状就是抛物面。也就是说，如果我们有一个盘子，里面装上某种液体，当盘子旋转起来，液体形状逐渐稳定后，我们就可以生成一个由这些液体构成的抛物面。而且如果盘子够大、转的够稳，这些液体也不会飞溅，那么如果它们还能反射光线的话，我们就有了一个可以用来接收星光的装置。如果我们把液体换成价格便宜，且常温下也可以是液体状态的金属，例如水银，我们就有了一个可以反射可见光波段的、成本低廉的大口径抛物面望远镜。

而这正是水银面望远镜的主要思想！

但正如瓶子里的抛物面只会出现在水平面上一样，水银形成的抛物面也只能保持在水平面上。这也就是说，它只能朝向头顶的方向进行观测。一旦盛有水银的容器发生倾斜，抛物面就会失稳，也就无法对准目标进行观测了。前面所提到的口径达到6米的大型天顶望远镜（图5），之所以叫天顶望远镜，也正是因为这个原因。话句话说，他不能歪喽！

图6：6米口径的大型天顶望远镜（Large Zenith Telescope, LZT)。缓慢旋转的圆盘带动密度很大的水银形成抛物面。在抛物面形成后不久，水银表面会氧化形成一层氧化膜。这层氧化膜一方面具有不错的反射率，可以将光线反射到镜体上方的相机里（被镜体周围6根黑色柱子支撑着，画面外）。另一方面还可以阻止水银进一步挥发。

尽管不能倾斜指向，但终归天文学家还是有了可以进行观测的大口径望远镜。虽然望远镜不能转，但地球却一直在旋转，因此望远镜所能看到的是天空中的一个类似条带状的区域。条带的宽度由望远镜的视场（能“看”到的区域大小）决定，而条带的轨迹则由望远镜的纬度、地球自转以及晨昏蒙影时间来决定。图7是目前在建的位于印度迪瓦瑟尔天文台的4米口径国际液体反射面望远镜（International Liquid Mirror Telescope，ILMT）以及它在天空中所能观测到的轨迹。

不仅如此，由于望远镜一直随着地球自转在进行旋转，对于需要长时间曝光的天文观测而言，天体的像实际上在曝光过程中一直在相机的视场中以地球自转的角速度进行移动。如果使用传统的拍摄方法，我们看到的天体在水银面望远镜中就会呈现出像图8中左图那样的一条条拉长的线条。

为了克服这个曝光拉长的效应，水银面望远镜的相机就必须使用一种被称作延时积分（Time Delayed Integration，TDI）的读出方式。延时积分的大致原理如图8，简而言之，它是一种连续读出的方式，相机每次都会以与地球自转同步的速度一列一列的读出、叠加。由于这种平移的距离与地球在这个很短时间内移动的角距离相同，这样平移叠加以后，天体在图像上的位置就不会发生改变。通过连续不断的读出，最后就可以生成出图8右侧这样的图像。

实际上水银面望远镜的构想早在19世纪就有记载，但要想解决如何平稳转动，克服水银面在转动过程中摩擦空气所引起的波纹现象，以及如何有效进行成像等问题却并不简单。也因此直到上世纪末第一台大口径水银面望远镜才被制造出来。关于水银面望远镜的具体技术细节，我们不再在这里为大家描述，有兴趣的同学老师可以翻看Ermanno Borra以及Paul Hickson的相关文章进一步了解。

科学，科学，科学！

对于天文学家而言，望远镜是研究星空的必要工具。在他们的眼中，这个工具的好坏就看是否能够有效地帮助进行他们所感兴趣的科学研究。由于水银面望远镜具有口径大、观测方向固定的特点，所以它的观测也就具有下面的两个特点：1. 探测灵敏度高，而且由于每天看到的都是固定的方向，图像可叠加，原则上可以进一步提高对暗源的探测能力；2.同样由于观测方向固定，而且周期性在固定轨迹上扫过，就可以对这个时间尺度上变化的变源进行探测。

无论是印度的ILMT，还是更早之前建成的LZT，两者在科学目标上都是基于这两个特点制定的。但由于LZT位于气候多变的温哥华郊区，并不适合要求天文气候稳定的长期时域观测。所以这台望远镜在建成后不久，其科学目标就转为利用它的高灵敏度将其改造为钠激光雷达对大气钠层动态特性进行长期高分辨观测。由于LZT的这个观测时间长，垂向分辨率高，清晰反映了大气钠层的动态特性，其观测结果在国际自适应光学领域非常有影响力。而唯二的两台水银面望远镜的另一台ILMT目前尚未建成，暂时还无法估计它能为天文学研究带来什么有趣的观测结果。

图9. 截取的LZT结合钠激光雷达监测的钠层(对应海拔90至110公里高度)一晚上的动态变化。横轴是时间，纵轴则是高度。图像中颜色越黄的部分，钠原子的密度越高。

由于水银面望远镜结构简单，美国和加拿大也曾经对将水银面望远镜部署在月球进行过可行性研究。尽管由于水银在月面会瞬间蒸发不适合使用，但科学家们也已找到适合使用的液态材料。而且由于月球重力小，就可以进一步增大这种液态表面望远镜的口径。作为一种偏门的望远镜设计，水银面望远镜所带来的科学成果还尚未能引人注目。但或许，本就从奇思怪想中诞生的水银面望远镜的科学也需要点天文学家的奇思妙想才能发挥它的最大潜力。期待在不久的未来，ILMT可以为我们带来有趣的天文发现。

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