知识点I：凯克望远镜（KeckI&II）

凯克Ⅰ和凯克Ⅱ是两个口径为10米的大型天文望远镜，坐落于夏威夷岛上海拔4200多米的莫纳基亚山，由美国企业家凯克捐资，加利福尼亚州大学伯克利分校、劳伦斯伯克利国家实验室以及加州理工学院建造，耗资1.3亿美元，分别于1991年和1996年建成。每台望远镜有8层楼高，重300吨，镜面采用创新拼接技术，由36块直径1.8米厚度仅7.5厘米的六角形镜片组成。杰瑞·尼尔森设计了一个校准系统，在六角形子镜边缘上安装168个电子传感器和108个电机调节机构，以此来确保镜面保持正确的形状。

主要设备：

l 近红外多目标光谱仪（MOSFIRE），在0.97~2.41μm波长范围内同时对46个目标进行观测。高分辨率光栅光谱仪，可以测到恒星1m/s的径向速度。

l 近红外相机，能观测到月球表面的烛光。

l 深河外星系成像仪及多目标摄谱仪，可以同时观测130多个星系。若启用Mega Mask模式甚至可以同时捕捉1200个目标。

l 两台凯克联合起来的干涉仪，可以形成相当于85米直径的基线，可以在近红外和光学波段工作，最大分辨率为5毫秒。

知识点II：昴星团望远镜（SUBARU）

隶属于日本国家天文台，1991年4月开始建造，1999年1月正式开始进行科学观测，总耗资3.7亿美元。主镜直径8.2米（当时世界最大单镜面望远镜），厚度只有20厘米，镜面误差不超过14纳米，重量约22.8吨。配有4套光学结构，一套主焦点式（焦比为F/2.0）、一套卡塞格林式（焦比F/12.2）、两个折轴式（焦比为F/12.6）。有可见光、近红外、中红外的相 机和光谱仪。

知识点III：甚大望远镜（VLT，Very Large Telescope）

隶属于欧洲南方天文台，坐落于智利北部阿塔卡马沙漠，由4台口径均为8.2m的望远镜（UTs）组成，安装在四个方形“圆顶”中，1998年建成第一台，2001年建成最后一台。欧南台以当地方言起了昵称： ANTU（太阳）、KUEYEN（月亮）、MELIPAL（南十字）和YEPUN（金星）。得益于干旱、高海拔、空气稀薄的环境，它们可以在紫外、可见光和近红外、中红外波段工作。由于配备了自适应光学系统，让VLT的分辨率更是达到了哈勃望远镜的3倍以上。每台望远镜上都配备了三四台设备，可以进行高分辨率、多目标、多波段的观测。

太阳、月亮、南十字、金星合影

l 光纤大阵列多目标光谱仪（FLAMES），可同时对数百颗恒星进行高分辨率光谱观测的设备。

l K波段多目标光谱仪（KMOS），在近红外波段工作的课同时观测多个天体的光谱。

l 紫外及可见光光栅摄谱仪（UVES），覆盖300nm-1100nm，最多可以有11万个光谱通道。

l 可见光多目标光谱仪（VIMOS），是个四通道多目标光谱成像设备，采用低分辨率方式同时观测1000个星系。

l 偏振光谱高对比度系外行星搜索设备（SPHERE），是一台星冕仪。

l 多目标光谱探测器（MUSE），取音乐女神缪斯谐音，是一台巨大的可以覆盖1平方度的范围的积分场光谱仪，可以绘制所谓3D照片。

l 干涉阵列。VLT4台镜子既可以独立工作，又可以联合工作，以及外围4台口径1.8m的辅助望远镜（ATs），形成一个更大的干涉阵列。这种观测方法能够探测到比人体肉眼可见光暗40亿倍的光线，观测精度也能提高到单台望远镜的25倍。

知识点IV：双子座望远镜（Gemini）

位于夏威夷的北座

一座位于夏威夷莫纳基亚山，另一座位于智利的安第斯山，口径都是8.19m，由美国、英国、加拿大、智利、巴西、阿根廷和澳大利亚共同总成的财团法人建造和管理，国际总部设在夏威夷大学，2000年启用。一南一北的布局可以覆盖几乎全部天空，起到互补的作用。双子星同样也能观测可见光与近红外波段，装有多目标摄谱仪、积分场光谱仪，配备激光导星和主动光学系统。

Gemini的超级镜片......

知识点V：大加那利望远镜（GTC）

当今世界最大单口径光学望远镜，口径10.4m，位于西班牙拉帕尔玛岛海拔2400米的山峰上；造价为1.3亿欧元，耗时7年左右完工。GCT也采用镜面拼接技术，由36片厚度仅8cm的六边形薄镜拼合而成。总重量400吨，采用了最好的润滑剂，即使一个小孩子就能轻松推动。主要设备包括中红外相机、光学积分场和多目标光谱仪，以及直接光学成像和低分辨率综合光谱仪（OSIRIS）。

知识点VI：大型双筒望远镜简称（LBT）

建在亚利桑那州格雷厄姆山顶，一个屋顶里紧挨着安装两台望远镜，单个口径为8.4m，可以独立工作，合并工作时等效于一个11.8m口径的大望远镜，聚光能力远超哈勃太空望远镜。第一块镜片于2004年安装完毕，2008年年初，两个望远镜实现合并式观测。

LBT作品

知识点VII：主动光学系统（ActiveOptics）

温度不均匀会造成镜片热胀冷缩程度有所差异，光学系统及支架的重力会令镜片每处位置的受力并不相同，由此会造成镜片的变形，成像质量会受到一定影响。为了消除这种影响，需要在镜片底部装上触动器，对镜片施加不同的支撑力，让它保持完美体形。主动光学触动器工作频率较低，依然存在信道干扰，虽然成像质量比被动光学系统提高许多，但仍然远低于衍射极限分辨率。

大型光学望远镜的主动光学系统

知识点VIII：自适应光学（AdaptiveOptics）

大气扰动导致星光的波长发生不规则变化，这就是为什么星星会“眨眼睛”（干净的星光+抖动的大气=眨眼睛的星星），这会极大地影响望远镜的效能（口径再大也没用）。自适应光学系统由波前探测器、波前控制器、波前校正器等部件组成。具体的做法是向天空中打出一束激光，形成人造星点，被称为激光引导星（LGS）。观察激光的抖动情况，就知道大气是如何对星光产生干扰的了，计算机将抖动干扰传递给校正器，安装在反射镜刚性的基板上多个触动器会驱动柔性的镜面面板，使面板产生所需要的10nm级的微小变形。

运作中的凯克自适应光学系统

有无自适应光学系统的效果对比