10000个科学难题：天文学卷(天文技术与仪器)

10000个科学难题·天文学卷天文仪器与技术大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)·891·大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)TheLargeSkyAreaMulti-ObjectFiberSpectroscopicTelescope(LAMOST)1.概述对于天体的性质和行为的认识，光学波段光谱的物理信息含量最大、积累最多、运用也最成熟，它们导致了20世纪天体物理学的巨大进展。但是，由“成像巡天”记录下的数以百亿计的天文目标中，只有很小一部分(约万分之一)进行过光谱测量。天体光谱测量效率低的原因是分光后探测器上每个象元的光流量减少，而且一台望远镜单狭缝光谱观测时同一时间只能观测一个天体的光谱，不同于成像观测，一次可以同时记录下成千上万个目标。解决光谱测量的低效率，首先需要具有能够测量多个天文目标光谱的技术；同时，要做到新世纪所需要的大天区范围内的大规模光谱测量，必须同时具备两个条件：一是望远镜的口径必须足够大；二是望远镜的视场足够大。天文望远镜从口径和视场上可以大致分为两种：一种是大口径望远镜，其视场很难做大(一般大口径望远镜视场只达十分之几度)，用作天体的细节观测；另一种是大视场望远镜(典型类型是施密特望远镜)，视场可达几度，一次可观测到很多天体，用作巡天观测，但口径很难做大，很难观测到更深远的天体。“大口径和大视场难以兼备”是长期以来天文学上的一个难题，也是许多天文学家一直关心的问题。自20世纪40年代末美国在帕洛玛天文台建成口径为5米的大口径望远镜和口径为1.2米的大视场施密特望远镜到20世纪90年代的近50年中，大口径望远镜已发展到口径为10米，但大视场望远镜仍停留在1.3米。其原因是：(1)施密特望远镜的非球面改正板一般均为透视式，至今很难炼出大口径透射光学材料；(2)为了实现大视场，消除某些像差，施密特望远镜的非球面改正板必须放在球面主镜的球心，由此就有一个较长的镜筒。为了保证同样的像质和视场大小，口径增大就使得镜筒更长，从而增加了结构上实现的难度。在20世纪的后50年内，世界上的天文学家和技术专家从未放弃过对大视场兼大口径天文望远镜的追求。比如英澳天文台AAT的2dF计划，努力了约11年，在这台口径为3.9米的望远镜的主焦点加一个改正镜，使视场扩大到2度，可以在焦面上放置400根光纤，同时观测400个天体。又例如美国的北银极数字巡天计划(SDSS计划)中的口径为2.5米的巡天望远镜，在焦点处加非球面改正板获得3度视场，同时观测660个天体，但这些计划都付出了很大的代价和努力才达到2至3·892·　10000个科学难题·天文学卷度视场，可见难度之大。另外还有曾经建议的Willstrop望远镜方案，用三块口径分别为3米、4米和5米的非球面反射镜才能得到通光口径4米和5玚度视。Willstrop望远镜的方案，除了因3块大的非镜面镜造价十分昂贵,并且口径很难做得更大(如10米和以上)以外，相对孔径大(即焦比太快)，并不适合多目标光纤光谱的工作。反射施密特望远镜的方案可以解决大口径透射施密特改正镜的材料无法得到的问题，但是要实现大口径反射施密特望远镜，需要至少几十米长的保证高精度成像质量的镜筒(LAMOST的镜筒是40多米)对准天体，以及其高精度跟踪的庞大的机架，这是非常困难和难以实现的，在国际上一直没有人敢问津。20世纪80年代，成功研制2.16米望远镜后，我国天文学家在考虑下一步中国天文大设备时，瞄准了大天区范围大量光谱巡天观测的突破口，发明了LAMOST这种新类型的望远镜方案，即中星仪式(光轴和镜筒固定在子午面内，主要观测天体过中天前后一段时间的)主动反射施密特望远镜[1]。LAMOST突破了天文望远镜大视场不能兼备大口径的瓶颈，成为目前世界上口径最大的大视场望远镜(图1)，也是世界上光谱获取率最高的望远镜(表1)。表1LAMOST光谱观测能力与国际上光谱巡天计划比较名称指标2dF(英澳)SDSS(美国)LAMOST(中国)口径3.9米2.5米3.6~4.9米视场2度3度5度光纤数400根640根4000根获得光谱数100000条1000000条10000000条状态完成运行试运行图1国际光学望远镜口径和视场分布图。(从图中望远镜的口径视场分布可以看出，世界上目前所有的望远镜没有超过这条曲线，但是LAMOST在这条曲线之上。曲线为英国剑桥大学R.V.Willstrop绘制)。大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)·893·2.LAMOST的组成、特点和创新LAMOST由光学系统、主动光学和镜面支撑系统、望远镜机架和跟踪系统、望远镜控制系统、焦面仪器、圆顶、观测控制和数据处理、星表和巡天战略等八个子系统组成。图2LAMOST示意图。光学系统LAMOST的光学系统是视场5度，通光孔径4米，焦比(焦距与通光孔径之比)为5的主动反射施密特系统，包括施密特改正镜MA、球面主镜MB和焦面[2]。天体的光经MA反射到MB，再经MB反射后成像在焦面上。其反射施密特改正镜是一块是由24块对角线长1.1米、厚度为25毫米的六角形子镜拼接成的5.72米×4.40米的大镜面。球面主镜是由37块对角线长l.1米、厚度为75毫米的六角形球面子镜拼接成的6.67米×6.05米的大镜面。LAMOST光学系统的特点和创新是：(1)巧妙地将光轴固定在子午面内(即镜筒固定)，用反射施密特改正镜做跟踪。主要观测天体过子午面前后共1.5~4小时，赤纬−10度到+90度的天区。由此大大简化了望远镜的结构和造价。(2)作为国际上首创，用主动光学实现一个常规光学方法不能实现的光学系统，即在观测的过程中反射施密特改正镜的面形根据要求不断变化，从而形成一系列不同光学参数的光学系统(我国科学家在1986年就提出这种创新的思想[3])。由此解决了国际上大视场反射施密特望远镜口径很难做大的难题。这种方法同样也可以应用在任何其他望远镜的非球面反射光学系统中，实现传统方法不能实现的这类光学系统。(3)主镜的球心位于光学系统之内，便于随时对主镜进行检测。(4)由于用施密特改正镜进行跟踪，光学系统的入瞳位于施密特改正镜处，观测过程中望远镜的入瞳大小和形状是在变化的。实际的通光孔径是3.6~4.9米。·894·　10000个科学难题·天文学卷图3主动施密特改正镜MA和主镜MB(两块大镜面均为拼接镜面)。主动光学和镜面支撑系统主动光学技术是LAMOST项目最有挑战和最核心的关键技术。采用主动光学技术在观测中实时得到一系列不同非球面面形的施密特改正镜MA，使LAMOST这种我国天文学家创新的大视场兼备大口径的新型望远镜方案才得以实现[4,5]。LAMOST主动光学的特点和创新如下：(1)24块六角形子镜拼接而成的施密特改正镜MA的每一块子镜在观测过程中同时由主动光学控制其面形不断变化的非球面，因此在国际上开创了一种新的主动光学技术，即在一块大镜面上同时采用薄变形镜面主动光学和拼接镜面主动光学技术(国际上已有的主动光学或仅有拼接，如美国10米Keck望远镜，或仅为薄变形镜面，如欧洲VLT望远镜)。(2)MA的主动光学系统与世界上已经采用的主动光学系统都不同，它不仅仅用主动光学校正维持大镜面的重力变形、热变形、加工和安装误差，它主要作用是在观测过程中实时地使24块子镜的面形由平面精确变形成所要求的非球面(每块子大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)·895·镜都是离轴的非球面)，面形精度控制在均方根值20~30纳米。(3)反射施密特改正镜MA和球面主镜MB分别用24块和37块六角形子镜拼接的镜面，这是国际上第一架在一个光学系统中同时应用两块大口径拼接镜面的望远镜。(4)首先在国际上采用了非圆形(六角形)可变形镜。(5)在大小和形状变化的入瞳上进行波前检测，这在国际上也没有先例。望远镜机架和跟踪系统望远镜机架和跟踪系统分为两个部分：(1)MA地平式机架；(2)焦面旋转及调焦机架。LAMOST的望远镜机架和跟踪系统的特点是：(1)由于MA采用镜面法线跟踪的方式，LAMOST的地平式机架与常规的地平式机架跟踪不同的是它没有跟踪的盲区。(2)方位轴和高度轴跟踪都采用摩擦传动，以消除高频跟踪误差。(3)因为是法线跟踪，对望远镜观测天区时的指向精度和观测天体时的跟踪精度都比同样要求的望远镜高一倍。(4)由于没有传统望远镜的镜筒用于高度轴的平衡，LAMOST地平式机架高度轴采用特殊的反力矩齿轮机构平衡。望远镜控制系统由望远镜指向和跟踪控制、主动光学控制、圆顶控制及环境检测等三部分组成。望远镜控制系统的特点和创新是：(1)具有当代国际上大型天文望远镜控制系统的一系列特点：实时、可靠、网络化、多层次、分布式和易于扩展。(2)高精度地控制主动光学的上千个力促动器和位移促动器，以及实时进行上千个力传感器和位移传感器的信号采集和分析。焦面仪器焦面仪器包括4000个光纤定位单元、16台中低色散多目标光纤光谱仪、32台4KX4K低噪声CCD。通过焦面上的4000根光纤将天体在焦面上的像传输到光谱仪，并在CCD上得到光谱。其特点和创新是：(1)光纤定位装置4000根光纤的定位创新性地采用并行可控的光纤定位技术[6]，可在数分钟的时间里将光纤按星表位置精确定位，突破了国际上用光纤板打孔插光纤和机械手放置数光纤只能到百根光纤的方法。光纤定位单元采用双回转运动形式，由两只步进电机驱动，最大定位误差40微米。每个光纤定位单元由两只步进电机驱动，4000个光纤定位单元共有8000只步进电机。采用无线控制技术，避免了8000只电机的几吨重的几万根电线对焦面机·896·　10000个科学难题·天文学卷图4装有4000根光纤和光纤定位单元的焦面板。架跟踪机构的影响。(2)多目标光纤光谱仪16台中低色散多目标光纤光谱仪[7]的每台狭缝上可安排250根光纤。低分辨率模式下蓝区通道工作波段370~590nm，红区通道工作波段570~900nm，光谱分辨率本领为1000~2000。每台光谱仪还可以增加中分辨率光栅，使光谱分辨率本领达到5000~10000。(3)CCD相机每台光谱仪各配红、蓝两台CCD相机，共有32台低噪声的天文CCD相机。CCD幅面是4096×4136像素，分为红敏CCD和蓝敏CCD两种。它们具有很低的噪声特性，在200Kpix/s的快速读出速度下读出整幅图像只需40秒时间，读出噪声低于4个电子。图5LAMOST的光谱仪房中的部分光谱仪。圆顶圆顶部分包括圆顶、温度、视宁度及风载的控制。其特点和创新有：大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)·897·(1)圆顶在观测时完全打开，简单且不需随动控制。(2)利用固定风屏和6块可分别升降的活动风屏相结合，可显著地降低主动反射施密特改正镜MA在观测中的风载影响。(3)LAMOST的60米长光路，比世界上大多数望远镜的光路都长，圆顶视宁度的问题比较突出。采取了特别的制冷通风装置，加上温度传感器的监测，可较好地解决温度一致性和改善视宁度。观测控制和数据处理LAMOST每个观测夜可观测上万个天体的光谱，数据量达到数京字节；而整个的计划是观测上千万条光谱。为最有效地获得观测数据和取得最大的科学成果。LAMOST拥有一套完整的自动化观测、数据处理和存储的软软件系统[8,9]，其中主要包括巡天战略系统(SSS)、观测控制系统(OCS)、数据处理、分析和存储系统(DPS)。图6LAMSOT观测到的特殊恒星光谱(左为蓝端光谱、右为红端光谱,未定标)。星表和巡天战略LAMOST在口径、视场和光纤数目三者结合上超过了国际上目前已经完成的或正在进行中的大视场多天体光纤光谱巡天计划，成为当今世界上获取天体光谱能力最强大的天文观测设备。其科学目标将集中在河外星系巡天，银河系结构和演化，以及多波段目标证认三个方面[10]。LAMOST将对北天可观测的约14000平方度高银纬天区进行光谱巡天观测，其中包括北、南银冠区各250万个星系的巡天、150万个亮红星系巡天和约100万个类星体的观测，这些资料将在宇宙模型、暗物质、暗能量、大尺度结构、星系形成和演化等