“中國天眼”FAST望遠(yuǎn)鏡，即：五百米口徑球面射電望遠(yuǎn)鏡。從名字上我們就可以知道，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡的基本形態(tài)是一個(gè)球面。具體而言，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡的反射面（我們看到的“大鍋”）是一個(gè)球面。

然而，這里存在一個(gè)看似矛盾、實(shí)則精妙的關(guān)鍵點(diǎn)：雖然FAST的反射面被建造為球面，但在實(shí)際進(jìn)行天文觀測時(shí)，它卻和其他絕大多數(shù)的射電望遠(yuǎn)鏡一樣，都是使用拋物面來匯聚無線電波信號。

不是說FAST是球面嗎？怎么又說是拋物面？——這聽起來是否自相矛盾？本篇文章，我們將深入了解這片巨大的銀白色鏡面背后隱藏的工程智慧。

FAST觀測基地

（圖片來源：中國科學(xué)院國家天文臺(tái)）

球面反射鏡的制約：球差

要理解為什么FAST似乎存在“球面”與“拋物面”的矛盾，我們需要先來了解球面和拋物面的區(qū)別。

首先，用球面反射鏡作為主鏡片制作天文望遠(yuǎn)鏡，是可以的。主要應(yīng)用在可見光波段。比如著名科學(xué)家牛頓制作的人類歷史上第一臺(tái)反射式望遠(yuǎn)鏡，其主鏡就是用一塊銅磨成凹的球面反射鏡。射電望遠(yuǎn)鏡也有用球面反射鏡的，但很少，最典型的例子就是1963年建成的美國阿雷西博305米射電望遠(yuǎn)鏡（以下簡稱“阿雷西博望遠(yuǎn)鏡”）。

阿雷西博望遠(yuǎn)鏡

（圖片來源：wikipedia）

然而，球面反射鏡最大的問題是存在“球差”。以阿雷西博望遠(yuǎn)鏡為例，平行光線經(jīng)過其球面反射之后，反射光線并不能匯聚到一個(gè)點(diǎn)上，而是會(huì)散成一條線（或一個(gè)區(qū)域），這就是所謂的“球差”。

阿雷西博望遠(yuǎn)鏡光路圖

（圖片來源：參考文獻(xiàn)[1]）

觀測波長越長，球差越明顯。射電望遠(yuǎn)鏡采用球面鏡，在接收匯聚的光線時(shí)，要么選擇只在某一點(diǎn)處安裝“接收器”（專業(yè)上稱為“饋源”）來接收信號，但會(huì)損失部分能量；要么定制一根棒狀的饋源收集所有的光線。阿雷西博望遠(yuǎn)鏡最初就是使用棒狀饋源。后來在1997年加裝了改正鏡系統(tǒng)，將光線修正匯聚到一個(gè)點(diǎn)上，這樣就可以使用“傳統(tǒng)”的饋源來接收信號。

拋物面反射面的制約：彗差

既然后來阿雷西博望遠(yuǎn)鏡要使用改正鏡把光線匯聚到一點(diǎn)，把光線匯聚到一個(gè)點(diǎn)肯定是更好的選擇。而把光線匯聚到一點(diǎn)，最簡單的方式就是直接使用拋物面作為反射面。大多數(shù)射電望遠(yuǎn)鏡也都是選擇使用拋物面來匯聚光線。但拋物面作為反射面也有它的問題：只有沿著拋物面對稱軸入射的平行光線，才能被反射匯聚到一個(gè)點(diǎn)上。偏離對稱軸的平行光線不能匯聚成一點(diǎn)，存在著“彗差”。

上圖：平行光線沿光軸（對稱軸）入射，經(jīng)拋物面反射匯聚到焦點(diǎn)。下圖：平行光線與光軸成5度角入射，經(jīng)拋物面反射后無法匯聚到一點(diǎn)，形成“彗差”。

（圖片來源：Rochester Univ. ASTR 511 Lect. 16）

彗差的存在，使得我們使用拋物面望遠(yuǎn)鏡觀測天體的時(shí)候，只有拋物面對稱軸指向的那一個(gè)點(diǎn)是可以正常成像的。偏離對稱軸之后，成像質(zhì)量就會(huì)下降。偏離越遠(yuǎn)成像質(zhì)量下降越厲害。所以為保證觀測質(zhì)量，觀測不同位置天體的時(shí)候，需要移動(dòng)整個(gè)拋物面，保證拋物面對稱軸指向要觀測的位置。

對于FAST望遠(yuǎn)鏡和阿雷西博望遠(yuǎn)鏡，它們的反射面都是相對地面固定的。這種情況下如果使用固定不動(dòng)的拋物面，就只能觀測對稱軸附近很小的一片天空區(qū)域。如果使用球面，通過球心的直線都是對稱軸，雖然存在球差，但匯聚之后的形式都是一樣的。

阿雷西博望遠(yuǎn)鏡光路圖。只要繞著球心改變棒狀饋源的位置，就能收集不同方向來的光線，達(dá)到觀測不同天區(qū)的目的。

（圖片來源：參考文獻(xiàn)[1]）

目前世界上最大的全可動(dòng)射電望遠(yuǎn)鏡是美國的綠岸望遠(yuǎn)鏡，口徑100×110米（橢圓形）。我國云南天文臺(tái)正在建設(shè)的景東射電望遠(yuǎn)鏡，口徑120米，比綠岸望遠(yuǎn)鏡更大。這口徑大小基本已達(dá)目前的全可動(dòng)望遠(yuǎn)鏡工程極限。FAST望遠(yuǎn)鏡口徑達(dá)到500米，觀測使用的有效口徑300米，已經(jīng)無法采用全可動(dòng)望遠(yuǎn)鏡形式。

景東射電望遠(yuǎn)鏡設(shè)計(jì)圖

（圖片來源：中國科學(xué)院云南天文臺(tái)）

FAST：拋物面與球面的巧妙結(jié)合

用拋物面做反射面，能把光線匯聚到一點(diǎn)，但因?yàn)榉瓷涿嫣鬅o法靈活運(yùn)動(dòng)，只能觀測極小一片天區(qū)。用球面做反射面，移動(dòng)饋源就能變換觀測天區(qū)，但光線無法匯聚到一點(diǎn)。如何選擇？

面對這道難題，F(xiàn)AST的選擇是——我全都要！

首先，用一個(gè)固定的拋物面作為反射面肯定是不行的。那直接采用阿雷西博望遠(yuǎn)鏡的方案行不行呢？也不行。有兩個(gè)原因：一是阿雷西博望遠(yuǎn)鏡觀測天區(qū)比較小，僅能觀測天頂距20度以內(nèi)的范圍；二是阿雷西博望遠(yuǎn)鏡的饋源平臺(tái)重量達(dá)到900噸。按這個(gè)方案做一個(gè)口徑更大、觀測范圍更廣的望遠(yuǎn)鏡，饋源支撐平臺(tái)會(huì)更重，難以懸吊在高空中。

1998年，北京天文臺(tái)（國家天文臺(tái)的前身）邱育海老師提出了一種可動(dòng)球面反射鏡方案（參考文獻(xiàn)[2]）。該方案指出，先建造一個(gè)大的球面，這樣跟阿雷西博望遠(yuǎn)鏡一樣，可以通過繞著球形改變饋源位置來改變觀測天區(qū)；為了將光線匯聚到一點(diǎn)，該方案創(chuàng)造性提出：在觀測時(shí)，將實(shí)際用到的部分球面反射面區(qū)域，通過面板單元的上下位置調(diào)整（調(diào)整的距離最大約為60厘米），變?yōu)閽佄锩妗?/p>

為實(shí)現(xiàn)這一方案，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡先“編織”一張大網(wǎng)（專業(yè)稱：索網(wǎng)），然后將4000多塊面板放到索網(wǎng)上。索網(wǎng)的節(jié)點(diǎn)通過下拉索和促動(dòng)器與地面鏈接。促動(dòng)器下拉，拽動(dòng)索網(wǎng)，形成一個(gè)球面。觀測時(shí)，通過促動(dòng)器的釋放（索網(wǎng)回彈，反射面上升）或下拉（反射面下降），改變反射面位置，形成局部的拋物面用以觀測。

FAST望遠(yuǎn)鏡局部面板變形延時(shí)攝影

（圖片來源：FAST運(yùn)行和發(fā)展中心）

至此我們也明白了，球面是FAST望遠(yuǎn)鏡反射面的“基本盤”。通過變形，球面的局部可以變?yōu)榭趶?00米的拋物面用于觀測。就實(shí)際使用來說，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡本質(zhì)上還是一個(gè)拋物面望遠(yuǎn)鏡。

通過精準(zhǔn)協(xié)同饋源艙運(yùn)動(dòng)與反射面的形變，F(xiàn)AST望遠(yuǎn)鏡可以對天頂距（是指觀測位置與頭頂之間的距離）40度角以內(nèi)天區(qū)范圍進(jìn)行觀測，稱其為轉(zhuǎn)動(dòng)靈活的“觀天巨眼”，名副其實(shí)！

參考文獻(xiàn)：

[1]Daniel R. Altschuler, Christopher J. Salter; The Arecibo Observatory: Fifty astronomical years. Physics Today 1 November 2013; 66 (11): 43–49.

[2]Qiu Y H. A novel design for giant radio telescopes with an active spherical main reflector[J]. Chinese Astronomy and Astrophysics, 1998.

出品：科普中國

作者：蕉葉（黔南民族師范學(xué)院）

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