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ＬＡＭＯＳＴ（大天区面积多目标光纤光谱望远镜介绍）

“九五”期间，我国一项重大天文工程―“大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜”(简称LAMOST)，目前经国务院科技领导小组批准已正式启动。“大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜”，是一架有效通光口径4米，焦距20米，视场达21平方度的卧式中星仪式反射施密特望远镜。它实现了天文望远镜中长期以来视为难题的“大口径兼备大视场”的追求。在跨进21世纪之初建成的LAMOST，将成为世界上最大口径的施密特望远镜，它能同时观测4000个目标光谱，成为世界上天体光谱产生率最高的望远镜，并使我国天文研究在大规模天体光谱的测量和有关的重大前沿领域居于国际领先水平。
中国科学技术大学天体物理中心是LAMOST计划的发起单位之一，也是建造LAMOST的主要单位之一，为了使我校广大师生 以及其它感兴趣者了解这一科学大工程，并期望更多的年轻人投身到这下计划之中，在此我们录入北京天文台毓麟先生的一篇科普介绍文章，供大家参考。

上古时代，游牧民族凭借肉眼观察日月星辰的位置辨别方向，农业民族依据群星出没时间的变化确定播种时令，渔民和水手根据月亮的圆缺掌握了潮汐涨落的规律……，于是，在五，六千年前天文学就诞生了。它是人类文明进步的象征。几千年来，天文观测经历了三次伟大的变革。第一次是从肉眼观测发展到光学望远镜观测。1609年12月的一个寒夜，意大利科学家伽利略用他刚发明的望远镜对准月亮观察，就是这次变革的起点。第二次是从可见光观测扩展到其他电磁波段的天文观测，它以美国工程师央斯基在20世纪30年代开创射电天文学为起点。20世纪60年代，在射电天文学中作出了四项重大发现，即类星体、星际有机分子、微波背景辐射、以及脉冲星，其中后两项已荣获诺贝尔物理学奖。第三次是从地面观测进入到人造卫星和宇宙飞船的空间天文观测，以及对太阳系天体进行实地或近距考察，本世纪50年代航天时代的来临为之拉开了序幕。现代天文学的全部成就，正是这三次大变革加上与其他学科交融渗透的结晶。

宇宙中大量天体发出的电磁辐射主要在可见光及其邻近波段(波长约0.3至0.9微米)，所以与其他波段相比，光学天文(即可见光天文学)在整个天文学中一直占据着主导地位。如今，空间望远镜使天文观测在很大程度上摆脱了地球大气的影响，从而开创了天文学研究的新局面。然而，这类设备造价极其昂贵，许多技术问题也尚待进一步解决，其应用还有颇大的局限性。所以，在当今世界各国的天文学发展计划中，研制新一代的地面光学望远镜依然占有显著的份量。
伽利略发明的是利用透镜成像的折射望远镜。后来，英国大科学家牛顿又发明了利用反光镜成像的反射望远镜。在17，18、19世纪中，折射望远镜和反射望远镜的研制都取得了巨大进展。1897年，美国时凯士天文台建成一架口径达1.02米的折射望远镜，它一度曾使所有的反射望远镜屈居下风。如今，它依然是世界上的折射望远望之王。然而，由于巨型透镜极难制造，其自身的重量又会导致形变，兼之透镜会严重吸收某些颜色的光，所以折射望远镜实际上已经走到了路的尽头。
19世纪中叶，人们开始在玻璃上镀金属膜，从而大大提高了镜面反射光线的能力。1908年，美国天文学家海尔建成一架口径1.53米的反射望远镜，1917年，海尔主持建造的口径2.54米的反射望远镜正式启用。此后，海尔已去世10年。人们为了纪念他，便将这架望远镜命名为“海尔望远镜”。
海尔望远镜问世后，不少科学家曾认为很难再造出更大的望远镜了。材料、设计、工艺等许多方面都显得困难重重。例如，制造大块光学玻璃本身就是一大难题，而且它只要有极微 小(例如由温度变化所致)的变形，就会使星像变得模糊，从而使望远镜的威力大大降低。可惜其性能并不尽如人意。
计算机技术的迅速发展促成了天文望远镜设计思想的革新。20世纪70年代以来人们开始设想，既然做大镜子如此困难，那么是否可以做成许多小的、并将它们联合成一个大的呢？再者，巨大的镜面既然不可能绝对不变形，那么能不能随时都对这种镜面变形了如指掌，并立即把畸变了的镜面形状重新纠正过来呢?后来，人们在反光镜的背面装上一系列传感器，对镜面形状实时监测，并由计算机作出相应的实时处理，从而将上述设想变成了现实。这就是所谓的“主动光学”技术。
有了这些新技术，自80年代后期以来，人们就开始尝试建造更大的光学望远镜了。1993年，美国建成口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成。许多西欧国家联建的欧洲南天天文台也正在研制一架“超大望远镜”，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。本世纪内，欧美和日本还将分别建成一批口径8～10米的大型望远镜。它们可以当之无愧地称为望远镜家族中的“恐龙”。
一架望远镜的口径越大，其聚光能力就越强，就能探测到越远越暗的天体。同时，它分辨细节的本领也就越高。毋庸置疑，大开动反射望远镜乃是当代天文学中不可或缺的利器。然而，通常望远镜的口径越大，其成像质量良好的“有效现场”就越小。 现代巨型反射望远镜的视场通常都小于1平方度(全部天区共为4万多平方度)。这对需要“巡视”广大天空区域的天文研究工作而言，实在是一个很大的弱点。能不能造出一种视场比同样口径的反射望远镜大得多的新型天文望远镜呢?早在20世纪30年代，人们就开始朝这个方向迈出了
第一步。那就是所谓的“施密特望远镜”，它因发明者旅德俄国光学家施密特而得名。

光线以较大角度投射到反射望远镜镜面上，所成的星象就会有明显的缺陷――即存在显著的“象差”，这严重限制了大型反射望远镜的有效视场，为克服这一缺点，旅德俄国光学家
施密特于1930年研制成功第一架“折反射望远镜”，在作为主镜的球面反光镜球心处加上一场特殊形状的“改正透镜”，光线经它们折射和反射后，所成星象的缺陷大为减小，从而使望远镜的有效视场增大很多。世界最大的施密特望远镜在德国海登堡天文台，其改正透镜和主镜口径分别为1.34米和2.03米。

几十年来，“施密特望远镜”在许多“巡天”工作中起到了无可替代的巨大作用。 天文学上的“普遍巡天”相当于对天体进行“户口普查”，
它是一切天文研究的基本资料。例如，美国凰洛马山天文台， 以及位于澳大利亚的英澳赛西泉天文台各用一架1.22米的施密特望远镜进行普遍巡天，记录了全天约109个天体的位置，形状( 多数天体因距离太遥远，看起来只是一个个的“光点”)等信息。在可见光以外的其他波段，天文学家还进行了射电、远红外、 X射线等的普遍巡天，共约观测到105个天体。可见，光学普遍巡天乃是最基础的“户口普查”。在其他波段发现的天体和天文现象；通常也仅当找到其光学对应体时才能研究得更加深入、透彻。
正如普查人口之后，就可以根据不同的特征――不同性别、不同民族、不同年龄等，对“人”进行分门别类的统计研究那样，对天体进行“户口普查”后也可以根据不同的特征――
不同亮度、不同距离、不同光谱型等，组建各类天体“样本”，并对它们进行分门别类的统计研究。事实上，天文学的实测性研究方法基本上可以分为两大类 ，即“单天体”的精细研究和各类天体“大样本”的统计性研究。单天体的精研，或因被研究天体的典型性而有助于加深对 同类天体整体性质的了解；或因其特殊而可能导致前所未知的 重大发现。这类研究往往是一些拼设备、从而也是拼投资拼经费的领域。一旦有了重大的新发现，世界上许多第一流的大设备都会迅即投入观测，以期先声夺人。我国现有的最大光学望远镜口径为2.16米，从我国的财力看，短时期内也不可能研制堪与国际上8～10米级望均匀镜全面匹敌的新一代大型设备。这样，客观上就不易在单天体的精研方面占优势。 另一方面，“大样本”的统计研究则往往着眼于某一类天体的整体性质。20世纪天文学的发展充分证明了这种研究方法的有效性。重要的是，大样本的统计研究未必特别依赖于太大的望远镜。例如，天文学上非常著名的“赫罗图”、“星系巨壁”等发现，都是用并非最大的望远镜进行“大样本”观测研究取得的突破性成果，从战略上看，倘若仪器配置恰当，我国的天文研究完全可能在“大样本”上做出国际一流的文章来。

人类对天体的观测研究，直至19世纪初，基本上仍局限于它们的空间分布和运动规律。至于天体的物理本质和化学成分，则可谓茫然无识。然而，19世纪中叶天体光谱观测的 成功却使局面发生了根本性的变化。准确测定天体光谱线的波长，并和种种已知化学元素的光谱线作比较，就能得知它们的化学成分。更仔细地分析天体光谱，可以推算出它们的 温度、压力、磁场等物理特征，甚至还能求出它们的空间运动速度和它们的距离，乃至推断它们的演化状况。

现代天文学获得天体光谱的方法可分为“无缝法”和“ 有缝法”两大类。无缝法是在望远镜前端安置一个“物端棱镜”，其优点是可以在望远镜焦面上同时形成视场中所有天体的光谱，缺点则是光谱分辨本领低，而且当视场中天体较密集时，彼此的光谱容易交叠，有缝法是在望远镜焦面处安置“有缝摄谱仪”，并将待测天体成象于摄谱仪的“入射狭缝”上，由此可以获得极高的光谱分辨本领，通常的有缝摄谱仪每次只观测一个天体的光谱，从而避免了不同天体的光谱互相交叠的问题。但这样一来却使观测的效率变得很低。

今天，由光学普遍巡天记录到的天体为数已以百亿计，其中作过光谱测量的尚不足万分之一。能不能既保持有缝摄谱仪的高光谱分辨本领，又做到每次同时测量许多天体的光谱呢?起先，人们无计可施。20世纪80年代末，事态开始出现转机。那时，“多光纤测谱”技术日趋成熟，用一根根光纤，人们可以将望远镜焦面上不同星象的光――引往同一架摄谱仪。这些光纤的末端整齐地排成一直线，对准摄谱仪的入射狭缝，即可同时获得成百甚至上千个待测天体的高分辨光谱。如今，世界上许多大望远镜都采用了多光纤测谱装置，但它们的视场太小，不及1平方度。另一方面，英澳赛西泉天文台的“联合王国施密特望远镜”视场达28平方度，但口 径又太小，只有1.22米。当代天文学有待开拓光谱测量范围遍及全天4万余平方度中的巨量暗弱天体，因此亟需大口径而又兼备大视场的望远镜。

由于传统的施密特望远镜用了一块“改正透镜”，所以它也像折射望远镜那样不可能做得很大。那么，有没有可能用一块“改正反光镜”(亦称“改正板”)来代替“改正透镜”呢?怎样研制“反射施密特望远镜”，乃是20世纪90年代国际天文界共同关心的问题。只有做到了这一点，才可能将整个望远镜的口径做得很大。在这方面，我国科学家已经走在国际前 列。对于进行“光谱巡天”而言，若将大口径大视场天文望远镜配以多光纤测谱技术，那真是如鱼得水、如虎添翼。近年来，以中国科学院院士、中国科学院北京天文台名誉台长王绶官研究员和中国科学院院士、中国科学院南就天文仪器研制中心苏定强研究员为首的一批专家，正是基于跨世纪时期大规模天文光谱天拓的机遇和上述技术可行性，联合提出了大型科学工程项目“大天区面积多目标光纤光谱望远镜”(常按其英文名首字母缩略词简称为LAMOST)。
LAMOST实现了天文望远镜“大口径兼备大视场”的追求，其有效通光口径4米，焦距20米，视场达21平方度，观测覆盖天区大于2万平方度。在常规观测程度下，可测量暗至1.0等
的恒星――比肉眼可的最暗恒星还暗百万倍，星系则可暗至20.7等，同时使用的光纤可多达4000路。即使仅用设备设计能力的三分之一，天体光谱获得率仍可达：低、中分辨率光谱每3年10个，高分辨率光谱每3年10个。这将提供大批课题，带动大批队伍，大大推进我国在恒星、银河系、河外星系、 活动星系核、星系团、观测宇宙学等各个“天文层次”的研究工作，从而使我国在跨世纪时期的天文竞争中，形成一个重要方面的明显优势。

当前，美国芝加哥大学等6个单位正在落实一项世界领先的“北银极数字巡天”(简称SDSS)计划，其望远镜口径2.5米，视场7平方度，将在北银极周围约10000平方度的天区内进行
成象和光谱巡天。该计划中的光谱巡天将使用660路光纤，预期目标是在2000年取得约10**6个暗至18.7等的星系的光谱资料。2000年以后，从SDSS计划所达到的前沿再向前开拓，必须较之“10**6个18.7等星系”的指标有新的飞跃。由于LAMOST计划正是基于这种认识而形成的，所以它才能在研究课题和设备本身两方面都占据国际领先地位。

LAMOST是一架中星仪装置的卧式反射施密特望远镜。“中星仪”是指专门用于观测“过中天”(即天体东升西落的过程中在天穹上到达最高点)前后的天体的望远镜。因为天体过中天时在天穹上的位置最高，所受大气影响最小，所以中星仪装置很适合于成批观测过中天前后的天体，这正好能适应LAMOST计划既定的科学目标。中星仪式的望远镜主要是沿南北方向调节指向，东西方向则无须大动，故可为望远镜设计带来许多方便。采用中星仪装置有利于把施密特望远镜造成 “卧式”――镜身接近于横卧，这就允许把焦距做得很长。这样，焦面上成象质量好的范围就很大，从而可在焦面上安插几千根光纤，分别引出千个星象的光。

在这个反射施密特系统中，球面主镜距离球心40米，它由许多形状相同、切成六角形的小球面反光镜拼成，其总尺度为6.67×6.05米；作为“改正板”的4米反光镜位于球心，由全同的六角形小平面反光镜拼成，利用主动光学实时控制可使改正板镜面随时具备所需的形状。来自天体的光线首先射向这块“改正板”，然后再反射到作为主镜的球面反光镜上，并由它成象。转动改正板则可使望远镜实现1.5小时的过中天时段跟踪观测。在LAMOST中，置于焦面处的“光纤板”直径为1.8米，由基座上的“光纤板架”支承。从光纤板上引出的大批光纤通往“光纤板架”楼下的光谱室。采用卧式装置可使焦面光纤板架和光谱仪均保持不动，光纤束也基本上固定，故容许设置多台光谱仪同时工作，同时记录大批光谱，并保持稳定、牢靠，更换光纤板的操作也较简便。LAMOST的光谱室中拟安放8至10台光谱仪，可根据需要分别进行高、中、低分辩率的光谱观测。正因为在LAMOST技术方案中，最庞大的部件(口径6米的球面主镜)、最复杂的部分(焦面处的光纤板)。以及光谱仪组都固定在地面基座上，这就可以大大简化设计、加工，缩短制造周期，提高仪器的可靠性，同时造价也随之大为降低。

初步估计，LAMOST从设计加工到安装调试，乃至正式投入运转，大约需要7年左右的时间。这项计划倘能早日实施，那么可以预期，从20世纪初期开始，它就将为我国的天文事业，也为新世纪的国际天文学前沿研究作出重要的贡献