張景旭

(中國科學(xué)院 長春光學(xué)精密機(jī)械與物理研究所，吉林 長春130033)

1 引 言

望遠(yuǎn)鏡是天文觀測的重要工具，其分辨能力決定著人們可觀測到的宇宙空間的大小。望遠(yuǎn)鏡從誕生至今已經(jīng)經(jīng)歷了400 余年的發(fā)展歷史，其口徑由當(dāng)初的幾厘米到目前的幾十米，用途也由純天文觀測發(fā)展成對地球外層空間人造目標(biāo)的普查編目、監(jiān)視定軌及成像識別。自20 世紀(jì)70 年代以來，計算機(jī)、光學(xué)、自動控制、力學(xué)和精密機(jī)械等領(lǐng)域諸多新技術(shù)的出現(xiàn)，使望遠(yuǎn)鏡鏡面口徑的局限不再成為無法跨越的難題，并由此降低了望遠(yuǎn)鏡造價，簡化了結(jié)構(gòu)。尤其是主動光學(xué)技術(shù)的應(yīng)用，使望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計思想得到了飛躍，口徑大、分辨率高、諸位多新技術(shù)的應(yīng)用成為新一代望遠(yuǎn)鏡的突出特點(diǎn)。

本文從地基大口徑望遠(yuǎn)鏡發(fā)展情況出發(fā)，通過介紹5 種典型大口徑望遠(yuǎn)系統(tǒng)，詳細(xì)論述地基大口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)結(jié)構(gòu)的關(guān)鍵技術(shù)。

2 望遠(yuǎn)鏡口徑發(fā)展趨勢

目前世界上望遠(yuǎn)鏡口徑在2 m 以上的約有100 架，其中口徑在3 ～6 m 的約有20 架。從20 世紀(jì)90 年代開始，國際上6 m 以上口徑的光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡就有13 架投入使用，特別是20 世紀(jì)90 年代后期，建成了大批擁有先進(jìn)技術(shù)的8 ～10 m 級紅外和光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。如美國、英國、加拿大合作建成的雙子望遠(yuǎn)鏡( GEMINI) ，歐洲南方天文臺的甚大望遠(yuǎn)鏡( VLT) ，日本的昂星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡( SUBARU) ，主鏡都是薄鏡面，采用主動光學(xué)技術(shù)，口徑約為8 m，鏡面面形精度極高; 美國的凱克Ⅰ、凱克Ⅱ( Keck Ⅰ、Keck Ⅱ) 望遠(yuǎn)鏡口徑均為10 m，設(shè)計者運(yùn)用了拼接技術(shù)，主鏡由36 塊六角鏡面拼接組成，每塊子鏡口徑為1.8 m，而厚度僅為10 cm，通過運(yùn)用主動光學(xué)支撐，使鏡面達(dá)到了極高的精度。國外用于低軌空間目標(biāo)成像的望遠(yuǎn)鏡主要是美國星火靶場口徑為3.5 m 的望遠(yuǎn)鏡( SORT) 和毛伊島的3.67 m 自適應(yīng)光學(xué)望遠(yuǎn)鏡( AEOS) 。這兩架大型望遠(yuǎn)鏡用于軍事，代表著同類望遠(yuǎn)鏡的最高技術(shù)水平。

主動光學(xué)和自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)的成熟，為研制更大口徑的地基光電望遠(yuǎn)鏡提供了技術(shù)基礎(chǔ)。人們普遍認(rèn)為望遠(yuǎn)鏡口徑超過3 m 時，主鏡支撐必須采用主動光學(xué)技術(shù)，這樣才能克服自身重力和溫度造成的變形。目前，單主鏡最大鏡面為8.2 m的VLT 望遠(yuǎn)鏡，采用薄鏡面主動光學(xué)支撐技術(shù)，對于更大口徑主鏡只能采用拼接技術(shù)。國際上正在研究和籌建中的巨型地基天文光學(xué)望遠(yuǎn)鏡主要有加拿大的20 m 望遠(yuǎn)鏡( VOLT) 、美國天文光學(xué)中心的30 m 望遠(yuǎn)鏡( TMT) 、加州理工大學(xué)的30m 望遠(yuǎn)鏡( CELT) 、歐洲南方天文臺的42 m望遠(yuǎn)鏡( E-ELT) 、日本國家天文臺的30 m 望遠(yuǎn)鏡( JELT，次鏡和第三鏡的直徑達(dá)到了4 m) 及100 m望遠(yuǎn)鏡( OWL) ，它們的主鏡制造都將采用拼接技術(shù)。

圖1 為望遠(yuǎn)鏡口徑發(fā)展趨勢圖［1-2］。

圖1 望遠(yuǎn)鏡口徑發(fā)展趨勢Fig.1 Development trend of telescope diameter

自1958 年起，我國也啟動了大口徑望遠(yuǎn)鏡的研制工作。1989 年，2.16 m 望遠(yuǎn)鏡在北京天文臺興隆觀測站安裝調(diào)試成功，并于當(dāng)年12 月參加了14 個國家參與的國際聯(lián)合觀測，取得了巨大的成功。2.16 m 望遠(yuǎn)鏡主鏡材料采用前蘇聯(lián)進(jìn)口的微晶玻璃整鏡。同期完成的還有安裝在佘山觀測基地的上海天文臺1.56 m 天體觀測望遠(yuǎn)鏡，以上兩套設(shè)備都采用極軸式跟蹤架結(jié)構(gòu)。1997 年，大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜望遠(yuǎn)鏡( LAMOST，4 m，拼接式) 獲得國家立項，系統(tǒng)采用主動光學(xué)技術(shù)，使其同時具有大視場和大口徑的功能，球面反射鏡和主鏡都運(yùn)用拼接技術(shù)。LAMOST 項目的主要關(guān)鍵技術(shù)之一是在世界上首次實現(xiàn)了在一塊大鏡面上同時應(yīng)用薄鏡面主動光學(xué)技術(shù)和拼接鏡面主動光學(xué)技術(shù)，并在一個望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)中同時采用兩塊大的拼接鏡面。經(jīng)過多年的技術(shù)攻關(guān)，2009 年6 月4 日，LAMOST 終于研制成功并通過國家驗收。LAMOST 的研制規(guī)模和技術(shù)難度與目前國際上最大的8 ～10 m 級光學(xué)望遠(yuǎn)鏡相當(dāng)，關(guān)鍵技術(shù)處于國際領(lǐng)先水平，為我國研制極大口徑望遠(yuǎn)鏡打下了堅實基礎(chǔ)［3-6］。

3 地基大口徑望遠(yuǎn)鏡的用途

作為天文學(xué)家，使用望遠(yuǎn)鏡的目的就是為了觀測，以了解浩瀚宇宙的起源及演化規(guī)律，關(guān)注國家的位置及可能受到的威脅。利用地基光電望遠(yuǎn)鏡，可以看得更遠(yuǎn)更清楚。因此，望遠(yuǎn)鏡的集光能力及空間分辨力永遠(yuǎn)是天文學(xué)家所追求的指標(biāo)。集光能力體現(xiàn)在能發(fā)現(xiàn)更遠(yuǎn)更暗弱的目標(biāo); 空間分辨力體現(xiàn)在看清細(xì)節(jié)上。

望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)衍射極限分辨力由式( 1) 來計算:

式中:α 為系統(tǒng)衍射極限分辨力，λ 為波長，D為入瞳直徑。

從式(1) 可以看出，望遠(yuǎn)鏡的角分辨力和光學(xué)口徑成比例關(guān)系。即在波長一定的情況下，口徑越大系統(tǒng)的分辨力越高。當(dāng)然，口徑越大，收集光能量的能力就越強(qiáng)。那么是否只要將望遠(yuǎn)鏡口徑做大就可以滿足系統(tǒng)分辨力的要求呢? 不然，還受大氣湍流的影響。根據(jù)式( 1) 計算的當(dāng)大氣相干長度ro=10 cm 時，幾種口徑系統(tǒng)的衍射極限分辨力及中等湍流強(qiáng)度影響的情況，結(jié)果見表1?？梢钥闯觯髿馔牧鞯挠绊懯雇h(yuǎn)鏡只能發(fā)揮出100 ～200 mm 口徑的角分辨能力，相當(dāng)于1″～2″的水平。要使大口徑望遠(yuǎn)鏡發(fā)揮出較高的角分辨能力，必須使用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)來克服大氣湍流的影響，因此配置了自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)的大口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)煥發(fā)出勃勃生機(jī)。另外，利用多臺望遠(yuǎn)鏡基線干涉技術(shù)也能進(jìn)一步提高系統(tǒng)的角分辨能力，如歐州南方天文臺的VLTI 系統(tǒng)［7］。

表1 不同口徑望遠(yuǎn)鏡在不同軌道高度下的分辨力(ro =10 cm)Tab．1 Diffraction limit of telescopes with different diameters

未來開發(fā)全球太空資源的熱潮持續(xù)高漲，太空作戰(zhàn)的趨勢愈加明顯，地球外層空間將變成各國新的軍事斗爭領(lǐng)地?？臻g目標(biāo)監(jiān)視系統(tǒng)將在這種新的斗爭形式中發(fā)揮基礎(chǔ)和關(guān)鍵作用，而大型地基光電望遠(yuǎn)鏡將成為空間目標(biāo)監(jiān)視系統(tǒng)的主力設(shè)備，其作用不可估量。這也是繼天文應(yīng)用和靶場應(yīng)用以來，又出現(xiàn)的一個新的應(yīng)用增長點(diǎn)。

空間目標(biāo)監(jiān)視系統(tǒng)必須具備以下功能: 精確探測和跟蹤重要空間目標(biāo)，確定可能對執(zhí)行任務(wù)的航天系統(tǒng)構(gòu)成威脅的其他航天器的形狀、尺寸、任務(wù)和軌道參數(shù)等一系列重要的目標(biāo)特性; 歸類和分發(fā)目標(biāo)特性數(shù)據(jù)?？臻g目標(biāo)主要指衛(wèi)星，包括不工作的衛(wèi)星在內(nèi)，以及各種空間碎片，如進(jìn)入空間軌道的保護(hù)罩、助推火箭和其它物體。另外，如小行星和彗星等許多進(jìn)入地球外層空間的飛行物也包括在空間目標(biāo)范圍內(nèi)。據(jù)有關(guān)資料統(tǒng)計，從1957 年10 月到1988 年7 月底，約1.8 萬個空間目標(biāo)被美國空間跟蹤網(wǎng)跟蹤到，其中1987 年有7 000 多個，工作衛(wèi)星只占5%，其余均為空間垃圾，如失效的末級火箭、火箭解體后的碎片、衛(wèi)星及儀器艙蓋?？臻g目標(biāo)監(jiān)視不僅可以預(yù)測空間物體的軌道，還有助于確定潛在敵人的空間能力，對己方空間系統(tǒng)遭受的攻擊和有可能發(fā)生的碰撞進(jìn)行告警等，具有重要的軍事應(yīng)用價值［8-10］。

大型地基光電成像望遠(yuǎn)鏡具有以下應(yīng)用意義:

(1) 滿足重大航天活動需要 地基望遠(yuǎn)鏡作為主要的測控手段，是跟蹤觀測航天器并測定其形狀、大小、坐標(biāo)和運(yùn)動狀態(tài)的主要測控設(shè)備，如將來用于飛船的空間交會對接，飛船在軌狀態(tài)和返回監(jiān)視等重大航天活動。

(2) 空間環(huán)境監(jiān)視需要 隨著各國航天事業(yè)的發(fā)展，衛(wèi)星軌道受到各種空間碎片的污染，對空間碎片的有效探測和監(jiān)管是避開其危害，保護(hù)航天器或衛(wèi)星的一種有效手段，大口徑望遠(yuǎn)鏡具有強(qiáng)大的探測能力，是空間碎片監(jiān)測的一種有效工具。

(3) 先進(jìn)光束控制技術(shù)試驗平臺 地基大口徑高分辨率成像望遠(yuǎn)鏡的主動光學(xué)、自適應(yīng)光學(xué)可以極大提高激光光束控制能力，為激光武器、空間激光通訊、空間目標(biāo)精確導(dǎo)航和定位等技術(shù)試驗和演示驗證提供強(qiáng)大的試驗平臺。

(4) 滿足天文觀測需要 現(xiàn)代天文與空間科學(xué)迫切需要研究宇宙深空間的恒星形成與演變，星系分布與結(jié)構(gòu)及演變物理過程對人類的影響與危害，不斷發(fā)現(xiàn)新天體和探索宇宙中是否有生命體及人類在宇宙中能否生存，探測威脅地球的近地小行星及研究能否利用宇宙為人類的生產(chǎn)和生活服務(wù)等。

4 幾個典型大口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)

4．1 AEOS 3．67 m 及SORT 3．5 m 系統(tǒng)

大型空間目標(biāo)跟蹤望遠(yuǎn)鏡AEOS 采用了自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)，是美國空軍目前最大的空間光學(xué)跟蹤裝置見圖2( a) 。該望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)的主鏡是一個薄彎月形的整鏡，直徑為3.67 m，次鏡可按照用途進(jìn)行更換，望遠(yuǎn)鏡視場為1 mrad，庫德視場為0.3 mrad，自適應(yīng)光學(xué)補(bǔ)償成像，面型精度為21 nm，有56 個促動器，400 km 軌道衛(wèi)星分辨力為10 cm。安裝望遠(yuǎn)鏡的圓頂直徑為27.4 m，工作時，圓頂整體下降并打開。這樣可使望遠(yuǎn)鏡整體外露，以保持圓頂內(nèi)溫度與周圍一致并消除震動，提高了空間目標(biāo)成像質(zhì)量。哥倫比亞號航天飛機(jī)失事前4 天，科學(xué)家使用3.67 m 望遠(yuǎn)鏡長波紅外攝像機(jī)成功地拍攝并且記錄了航天飛機(jī)的在軌圖片，圖像清晰度極高，成為后期事故原因分析的第一手資料［11-13］。

圖2 AEOS 和SORT 望遠(yuǎn)鏡Fig.2 AEOS and SORT telescopes

SORT 3.5 m 望遠(yuǎn)鏡是美國空軍實驗室定向能理事會為星火光學(xué)靶場研制的大口徑光學(xué)演示驗證系統(tǒng)，用于可見光大氣補(bǔ)償研究、近紅外波段激光發(fā)射研究及低軌人造衛(wèi)星成像研究，見圖2( b) 。該望遠(yuǎn)鏡主鏡是φ 3.5 m 的硼硅酸鹽材料完整鏡體，輕量化設(shè)計，采用56 點(diǎn)主動側(cè)底支撐，主動制冷控制，面形精度為18 nm，視場為1 mrad，采用941 圓變形鏡的自適應(yīng)系統(tǒng)，波前測量速率為1 500 Hz。1997 年9 月首次開展自適應(yīng)光學(xué)試驗，在對800 km軌道高度的人造衛(wèi)星成像時采用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)，分辨力可達(dá)30 cm。望遠(yuǎn)鏡后端配有庫德實驗室，包含有快速反射鏡、變形鏡、波前控制和目標(biāo)跟蹤傳感器、高分辨率相機(jī)、激光信標(biāo)及能量注入系統(tǒng)。可開展鏡體控制、鏡體清潔、環(huán)境熱控、光學(xué)準(zhǔn)直、衛(wèi)星跟蹤、跟蹤架控制、低軌衛(wèi)星跟蹤及激光反衛(wèi)和高次波前補(bǔ)償?shù)葘嶒灒?4-15］。

4．2 VLT 8．2 m 系統(tǒng)

歐洲南方天文臺于1986 年開始研制4 臺望遠(yuǎn)鏡，耗資超過了5 億美元，見圖3。1998 年建成第一架望遠(yuǎn)鏡Antu，于1999 年4 月正式投入使用，主要儀器為光學(xué)和紅外波段攝譜儀和照相機(jī)。1999 年3 月建成第二架望遠(yuǎn)鏡Kueyen，于2000年4 月正式投入使用，主要儀器為兩架大型攝譜儀。2000 年1 月建成第三架望遠(yuǎn)鏡Melipal，2000年7 月建成第四架望遠(yuǎn)鏡Yepun，主鏡表面的研磨精度達(dá)到8.5 nm。2005 年和2006 年，歐洲南方天文臺的科學(xué)家們在甚大望遠(yuǎn)鏡旁建造了3 臺口徑為1.8 m 的輔助望遠(yuǎn)鏡，4 臺8.2 m 望遠(yuǎn)鏡與這3 臺望遠(yuǎn)鏡組成了甚大望遠(yuǎn)鏡干涉儀( VLTI) 見圖3。干涉儀的聚光面積不會因為這些輔助望遠(yuǎn)鏡的加入而顯著增大，但是基線數(shù)目和成像質(zhì)量將會得到提高。

每個主鏡都是整鏡，口徑均為8.2 m，采用R-C式光學(xué)系統(tǒng)，重量為22 t，焦比為F2，厚度為18 cm，下方的主動光學(xué)系統(tǒng)安裝了150 個促動器。采用地平式跟蹤架，叉臂重量＜120 t，鏡筒重量為100 t，470 t 重的機(jī)架漂浮在0.05 mm 厚的油膜上，可以靈活轉(zhuǎn)動。4 臺望遠(yuǎn)鏡可以獨(dú)立工作，也可以作為一個等效口徑為16 m的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡進(jìn)行聯(lián)合觀測。這4 臺8 m 望遠(yuǎn)鏡均為RC光學(xué)系統(tǒng)，排列在一條直線上，指向精度達(dá)到1″，跟蹤精度達(dá)到0.05″，主鏡支撐均采用主動光學(xué)系統(tǒng)。這4 臺望遠(yuǎn)鏡可以組成一個干涉陣，也可每一臺單獨(dú)使用，或進(jìn)行兩兩干涉觀測。

VLT 望遠(yuǎn)鏡位于智利安托法加斯塔以南130 km的帕瑞納天文臺，海拔2 632 m，氣候干燥，一年當(dāng)中的晴夜數(shù)量超過340 個［16-19］。

圖3 8.2 m VLT 望遠(yuǎn)鏡Fig.3 8.2 m VLT telescope

4．3 TMT 30 m 及E-ELT 42 m 系統(tǒng)

由美國加州大學(xué)、加州理工學(xué)院和加拿大大學(xué)天文學(xué)研究協(xié)會組成的聯(lián)盟聯(lián)合建造的30 m口徑望遠(yuǎn)鏡( TMT) 2004 年開始規(guī)劃，見圖4。于2011 年動工，2018 年完工。該項目預(yù)計耗資12億美元。

TMT 直徑為30 m 的主鏡面由492 塊直徑為1.4 m 的六邊形鏡片拼合而成。它安裝了自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，能夠隨機(jī)調(diào)整鏡面狀態(tài)。直徑為30 m的鏡面將使TMT 比現(xiàn)有頂級望遠(yuǎn)鏡敏感100 倍，能提供大9 倍的觀察面積。TMT 的觀測波段從近紫外到中紅外(0.31 ～28 μm) 。憑借TMT 強(qiáng)大的觀測能力，天文學(xué)家們將能夠觀測約130 億光年遠(yuǎn)，這意味著他們能夠?qū)τ钪嬷姓Q生的首批恒星所發(fā)出的光線進(jìn)行分析，追蹤星系形成和演化的過程，同時還能直接觀測圍繞其他恒星旋轉(zhuǎn)的行星。這將幫助人類了解宇宙的歷史，解開許多未知的天文謎團(tuán)。而望遠(yuǎn)鏡加配的自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)將幫助它獲得最高的成像質(zhì)量。據(jù)估計，其成像清晰度將達(dá)到哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的12 倍。

TMT 的設(shè)計工作已經(jīng)完成，建造工作已于2011 年開始，預(yù)計2020 年正式投入使用。望遠(yuǎn)鏡將建在夏威夷大島上的冒納凱阿火山，這座海拔4 205 m 的死火山堪稱天文學(xué)寶地，它的山峰鉆出云端，一年中有300 天視野清晰。大島上人口稀少，在這里觀測不會受到城市照明設(shè)施干擾［20-22］。

歐洲極大望遠(yuǎn)鏡( E-ELT) ( 見圖5) ，是歐洲南方天文臺即將建造的地面光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡，其主鏡直徑為42 m，重為5.5 t，由906 塊直徑為1.45 m 的六邊形鏡面拼成，光路上的次鏡直徑達(dá)到6 m，三鏡直徑為4.2 m，用于將光線引入自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)。系統(tǒng)集光面積達(dá)到了1 300 m2，建造完成后將成為世界上最大的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。

歐洲科學(xué)家近日決定在智利海拔3 060 m 的阿塔卡馬荒漠高原上建造世界最大的E-ELT 望遠(yuǎn)鏡。由于阿塔卡馬荒漠高原具有極端干旱和幽暗的環(huán)境，特別適合進(jìn)行天體觀測。望遠(yuǎn)鏡的修建工作已于2011 年開始，預(yù)計2018 年完成。

圖4 30 m TMT 望遠(yuǎn)鏡Fig.4 30 m TMT Telescope

圖5 42 m E-ELT 望遠(yuǎn)鏡Fig.5 42 m E-ELT Telescope

系統(tǒng)的設(shè)計成本為8 130 萬美元，制造成本將高達(dá)11 億美元。E-ELT 望遠(yuǎn)鏡既可以用作普通可視觀測，還可以被用作紅外觀測。該望遠(yuǎn)鏡的圖像分辨率將達(dá)到哈勃望遠(yuǎn)鏡的10 ～15 倍［23-25］。

5 大口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)結(jié)構(gòu)特點(diǎn)及關(guān)鍵技術(shù)

5.1 大型跟蹤架結(jié)構(gòu)技術(shù)

大口徑地基光電望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)復(fù)雜龐大，跟蹤架是其結(jié)構(gòu)主體，其作用在于支撐望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)及在瞄準(zhǔn)跟蹤時實現(xiàn)二維旋轉(zhuǎn)。因此，大型跟蹤架結(jié)構(gòu)技術(shù)是結(jié)構(gòu)系統(tǒng)最主要的關(guān)鍵技術(shù)。大型跟蹤架技術(shù)具體包括:跟蹤架結(jié)構(gòu)形式、大承載能力高精度軸系技術(shù)、伺服傳動技術(shù)及大型結(jié)構(gòu)件技術(shù)等。大型跟蹤架結(jié)構(gòu)形式一般分為: 極軸式跟蹤架、地平式跟蹤架及水平式跟蹤架。對大型跟蹤架的軸承設(shè)計要考慮3 個主要因素: 高剛度、高精度及低摩擦。伺服傳動技術(shù)主要側(cè)重于傳動方式與位置檢測元件的選擇及配合使用問題。可選擇的傳動方式有:蝸輪副傳動、齒輪副傳動、摩擦輪傳動、直流力矩電機(jī)直接驅(qū)動?？蛇x擇的位置檢測元件有:增量式軸角編碼器、絕對式軸角編碼器、感應(yīng)同步器、鋼帶編碼器。結(jié)構(gòu)大件的設(shè)計主要采用兩種結(jié)構(gòu)形式: 薄板箱型焊接結(jié)構(gòu)和桁架結(jié)構(gòu)。

5.2 主望遠(yuǎn)鏡筒結(jié)構(gòu)技術(shù)

望遠(yuǎn)鏡鏡筒結(jié)構(gòu)涉及主鏡、次鏡及四通( 或中間模塊) 幾個結(jié)構(gòu)組件的連接關(guān)系，其作用在于保證主次鏡的相對位置。一般來說，小型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的鏡筒采用真正的圓筒形設(shè)計，由于載荷較小，支撐位置對結(jié)構(gòu)變形的影響不大，有利于保證精度。對于大口徑地基光電望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)，當(dāng)重力方向和鏡筒軸線垂直時( 鏡筒打水平狀態(tài)) ，如采用圓筒形鏡筒且在中間位置支撐會造成兩側(cè)的主次鏡同時發(fā)生下沉或偏擺。這種偏斜的作用相互疊加，會引起望遠(yuǎn)鏡的指向誤差及成像點(diǎn)的彗差，嚴(yán)重影響望遠(yuǎn)鏡的工作性能，因此，望遠(yuǎn)鏡鏡筒的結(jié)構(gòu)設(shè)計十分重要。

從望遠(yuǎn)鏡中心模塊的4 個頂點(diǎn)各向主鏡組件和次鏡組件方向伸出4 個A 形桁架單元，與組件連接后即構(gòu)成標(biāo)準(zhǔn)的Serrurier 桁架鏡筒結(jié)構(gòu)。基本原理是，這些桁架在中心模塊的交點(diǎn)正好通過水平軸所在的水平面，以避免在中心模塊上產(chǎn)生附加的力矩。當(dāng)重力的方向與鏡筒的軸線重合時，主次鏡壓縮A 字形的桁架并同時下沉，但鏡筒的軸線保持不變; 當(dāng)重力的方向與鏡筒的軸線垂直時，由于上下面桁架不支持主次鏡的重量，且桿件的長度不變保證了主次鏡只產(chǎn)生平移運(yùn)動，而不產(chǎn)生任何的鏡面轉(zhuǎn)動。主次鏡的重量及產(chǎn)生的彎矩由左右兩側(cè)桁架承擔(dān)。Serrurier 桁架結(jié)構(gòu)的設(shè)計思想是使主次鏡產(chǎn)生相同的下沉位移量。

隨著望遠(yuǎn)鏡尺寸的增大，主鏡組件的重量顯著增加，遠(yuǎn)高于次鏡組件重量增加的比例，由此導(dǎo)致鏡筒的重心極其靠近主鏡。所以，有些設(shè)計將主鏡組件直接緊固連接到中心模塊上，嚴(yán)格說，這不是真正的Serrurier 桁架結(jié)構(gòu)設(shè)計思想，但由于計算機(jī)技術(shù)及CAD 技術(shù)的發(fā)展，通過嚴(yán)格的仿真設(shè)計仍然可以很好地保證精度要求［26］。

5.3 主鏡支撐技術(shù)

主鏡支撐技術(shù)是大口徑地基光電望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)最關(guān)鍵的結(jié)構(gòu)技術(shù)之一。隨著望遠(yuǎn)鏡技術(shù)的發(fā)展，望遠(yuǎn)鏡主鏡口徑不斷增大，鏡子自重也顯著增大，在望遠(yuǎn)鏡工作時其面型精度受制于其自重及溫度引起的變形。如何保持主鏡的面形精度，使其免受自重及溫度的影響或?qū)⑦@種影響降低到可接受的限度是主鏡支撐技術(shù)要研究的主題。傳統(tǒng)2 m 級口徑以下的系統(tǒng)，主鏡采用一定徑厚比( 一般1∶6 ～1∶10) 的整塊圓鏡坯，通過中心或邊緣定位及底支撐和側(cè)支撐機(jī)構(gòu)來實現(xiàn)主鏡支撐。這種支撐的施力方式為被動加力過程且不具有實時性及可控性，因此，被定義為傳統(tǒng)的“主鏡被動支撐系統(tǒng)”。對于小于30 cm 口徑的主鏡，鏡坯自身剛度很好，可看作剛體，一般采用固定3 點(diǎn)的底、側(cè)支撐方案。對大于30 cm，小于2 m口徑的主鏡，鏡體剛度已不能滿足自重抗彎要求，采用簡單的3 點(diǎn)支撐是行不通的。底支撐一般采用基于三點(diǎn)定位原理的whiffletree 無定向板機(jī)構(gòu)形成多點(diǎn)支撐(9 點(diǎn)、18 點(diǎn)、27 點(diǎn)、36 點(diǎn)、54 點(diǎn)等) 或由平衡重杠桿系統(tǒng)及氣、油墊支撐系統(tǒng)加載的鏡體浮動支撐系統(tǒng)。側(cè)向支撐常采用邊緣支撐方式及平衡重杠桿機(jī)構(gòu)，側(cè)支撐力的合力通過主鏡重心，具有定位和非定位兩種應(yīng)用。常用支撐形式:推拉支撐、水銀袋支撐、吊帶支撐、V 形支撐及點(diǎn)支撐等。定心中軸承受很小或不承受載荷。

20 世紀(jì)70 年代末期，隨著4 m 級、6 m 級、8 m 級( 主鏡整鏡) 及10 m 級( 拼接鏡面主鏡) 以上的大口徑地基望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)的提出及工程實施，發(fā)展出了主動光學(xué)技術(shù)并奠定了其理論基礎(chǔ)。這一理論的建立是革命性的，它為大口徑地基望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計制造開辟了廣闊的空間，也使人類探索宇宙的能力提升到了新的高度。主動光學(xué)概念的提出源于大口徑主鏡支撐及面形精度保持的瓶頸問題。大口徑主鏡如按常規(guī)的徑厚比制造，直接引起結(jié)構(gòu)重量的大幅增加，同時支撐結(jié)構(gòu)剛度變差導(dǎo)致精度保持能力顯著降低。更主要的是材料熱慣量增大帶來的問題，鏡體溫度很長時間都不能與環(huán)境溫度保持一致，鏡面時刻處于溫度變形狀態(tài)。早期Palomar 5 m 望遠(yuǎn)鏡及前蘇聯(lián)6 m 望遠(yuǎn)鏡利用率不高就是這一問題造成的。主動光學(xué)的基本思想是實時檢測望遠(yuǎn)鏡的像質(zhì)或鏡面形狀，實時做出校正，使望遠(yuǎn)鏡始終保持優(yōu)秀的成像質(zhì)量。根據(jù)主鏡的結(jié)構(gòu)可將主動光學(xué)分為薄鏡面主動光學(xué)和拼接鏡面主動光學(xué)?；谥鲃庸鈱W(xué)的主鏡支撐理論定義為“現(xiàn)代望遠(yuǎn)鏡主鏡支撐理論”。主動光學(xué)的主鏡支撐系統(tǒng)采用力型促動器或位移型促動器施力，且由力或位移傳感器實時測量形成閉環(huán)控制，因此，加力過程具有實時性及可控性。主鏡薄鏡面的設(shè)計加工也具有較大難度，一般多采用薄彎月鏡形式。如AEOS主鏡的口徑為3.67 m，厚度為16 cm( 徑厚比為23/1) ，VLT主鏡的口徑為8.2 m，厚度為18 cm( 徑厚比為46.86/1)［27-30］。

5.4 次鏡支撐技術(shù)

在桁架結(jié)構(gòu)或次鏡筒的上端支撐部分為次鏡機(jī)構(gòu)組件，通常包括兩個部分:中心十字支撐結(jié)構(gòu)和次鏡調(diào)整機(jī)構(gòu)。中心十字支撐結(jié)構(gòu)一般設(shè)計成四翼梁式的圓環(huán)結(jié)構(gòu)、基于薄鋼帶預(yù)緊原理的方形結(jié)構(gòu)或薄桁架結(jié)構(gòu)，其優(yōu)點(diǎn)是結(jié)構(gòu)穩(wěn)定、中心遮擋小和易于加工裝配。經(jīng)典的四翼梁結(jié)構(gòu)是中心對稱且呈十字型分布的薄板形支承結(jié)構(gòu)，可采用偏置梁片設(shè)計來增加其抗扭剛度。在四翼梁的設(shè)計中，為了支撐次鏡組件的重量，每個梁均由上下兩個葉片構(gòu)成垂直于鏡筒軸線的A 字形桁架，且讓次鏡機(jī)構(gòu)組件的重心正好通過四翼梁的中心線，使次鏡不產(chǎn)生偏斜。當(dāng)然，次鏡組件要進(jìn)行配平。有的設(shè)計將支撐四翼梁的大圓環(huán)改為正方形外圈，與四翼梁的葉片組成穩(wěn)定的三角形結(jié)構(gòu)，此時葉片可改為薄鋼帶預(yù)緊的形式。對于超大口徑的次鏡支撐，多采用高強(qiáng)度輕質(zhì)的碳纖維復(fù)合材料，將葉片做成薄片的桁架結(jié)構(gòu)。

次鏡調(diào)整機(jī)構(gòu)的功能為:校正傾斜、軸向失焦調(diào)整、消除主次鏡位置偏差引起的3 級彗差及紅外調(diào)制技術(shù)用擺動副鏡實現(xiàn)斬波功能( chopping) 。在帶有自適應(yīng)光學(xué)的系統(tǒng)中，次鏡設(shè)計成兼有快速反射鏡的功能。所以，次鏡調(diào)整機(jī)構(gòu)至少要設(shè)計成3 自由度系統(tǒng)，有的系統(tǒng)采用5 自由度甚至6 自由度的調(diào)整機(jī)構(gòu)。典型的6 自由度機(jī)構(gòu)是6 桿萬向平臺機(jī)構(gòu)。1965 年，D.Stewart 提出了6 桿萬向平臺機(jī)構(gòu)的理論，這種機(jī)構(gòu)也被稱為Stewart 平臺。其最大優(yōu)點(diǎn)是僅僅通過6 根桿件長度的變化就可以實現(xiàn)對所支承平臺各個方向上的所有運(yùn)動，同時這6 根桿件可以形成3 個三角形的形狀，所以這種結(jié)構(gòu)裝置具有極高的剛度和穩(wěn)定性。在大口徑地基光電望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)中，次鏡調(diào)整機(jī)構(gòu)多采用Stewart 平臺方案［31］。

6 結(jié)束語

目前，6 m 口徑以上的系統(tǒng)跟蹤架全部采用地平式結(jié)構(gòu)形式，5 m 以下系統(tǒng)跟蹤架采用地平式及極軸式結(jié)構(gòu)。在1990 年以后使用的3 ～8 m口徑的系統(tǒng)，主鏡都采用薄彎月鏡面或蜂窩結(jié)構(gòu)輕量化鏡面。3 m 級以上的系統(tǒng)總重量在70 ～幾百噸;2 m級的系統(tǒng)總重量在20 ～40 t。大口徑地基望遠(yuǎn)鏡造價巨大。1980 年以后研制的設(shè)備造價和口徑關(guān)系約為D245，單位為百萬美元。輔助設(shè)施的費(fèi)用與設(shè)備造價相當(dāng)［32］。

從目前掌握的資料來看，國外已不將2 m 口徑以下的系統(tǒng)看成是大口徑望遠(yuǎn)鏡系統(tǒng)。對于國外大型地基光電望遠(yuǎn)鏡，2 ～4 m 級系統(tǒng)已成為成熟技術(shù);5 ～10 m 級系統(tǒng)技術(shù)趨向成熟;8 m 以下采用整鏡薄鏡面;10 m 以上采用子鏡拼接技術(shù);在30 ～100 m 級巨型系統(tǒng)方面，美國和歐洲正在展開技術(shù)競爭。近年來，光學(xué)系統(tǒng)也從同軸系統(tǒng)向離軸系統(tǒng)方面發(fā)展，并在工程領(lǐng)域中的應(yīng)用越來越多。作為軍用級的以成像為目的的自適應(yīng)光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，美國處于領(lǐng)先地位，并研制出了兩套技術(shù)完美的實用系統(tǒng)。

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