“中国天眼”FAST望远镜，即：五百米口径球面射电望远镜。从名字上我们就可以知道，FAST望远镜的基本形态是一个球面。具体而言，FAST望远镜的反射面（我们看到的“大锅”）是一个球面。

然而，这里存在一个看似矛盾、实则精妙的关键点：虽然FAST的反射面被建造为球面，但在实际进行天文观测时，它却和其他绝大多数的射电望远镜一样，都是使用抛物面来汇聚无线电波信号。

不是说FAST是球面吗？怎么又说是抛物面？——这听起来是否自相矛盾？本篇文章，我们将深入了解这片巨大的银白色镜面背后隐藏的工程智慧。

FAST观测基地

（中国科学院国家天文台）

球面反射镜的制约：球差

要理解为什么FAST似乎存在“球面”与“抛物面”的矛盾，我们需要先来了解球面和抛物面的区别。

首先，用球面反射镜作为主镜片制作天文望远镜，是可以的。主要应用在可见光波段。比如著名科学家牛顿制作的人类历史上第一台反射式望远镜，其主镜就是用一块铜磨成凹的球面反射镜。射电望远镜也有用球面反射镜的，但很少，最典型的例子就是1963年建成的美国阿雷西博305米射电望远镜（以下简称“阿雷西博望远镜”）。

阿雷西博望远镜

（wikipedia）

然而，球面反射镜最大的问题是存在“球差”。以阿雷西博望远镜为例，平行光线经过其球面反射之后，反射光线并不能汇聚到一个点上，而是会散成一条线（或一个区域），这就是所谓的“球差”。

阿雷西博望远镜光路图

（参考文献[1]）

观测波长越长，球差越明显。射电望远镜采用球面镜，在接收汇聚的光线时，要么选择只在某一点处安装“接收器”（专业上称为“馈源”）来接收信号，但会损失部分能量；要么定制一根棒状的馈源收集所有的光线。阿雷西博望远镜最初就是使用棒状馈源。后来在1997年加装了改正镜系统，将光线修正汇聚到一个点上，这样就可以使用“传统”的馈源来接收信号。

抛物面反射面的制约：彗差

既然后来阿雷西博望远镜要使用改正镜把光线汇聚到一点，把光线汇聚到一个点肯定是更好的选择。而把光线汇聚到一点，最简单的方式就是直接使用抛物面作为反射面。大多数射电望远镜也都是选择使用抛物面来汇聚光线。但抛物面作为反射面也有它的问题：只有沿着抛物面对称轴入射的平行光线，才能被反射汇聚到一个点上。偏离对称轴的平行光线不能汇聚成一点，存在着“彗差”。

上图：平行光线沿光轴（对称轴）入射，经抛物面反射汇聚到焦点。下图：平行光线与光轴成5度角入射，经抛物面反射后无法汇聚到一点，形成“彗差”。

（Rochester Univ. ASTR 511 Lect. 16）

彗差的存在，使得我们使用抛物面望远镜观测天体的时候，只有抛物面对称轴指向的那一个点是可以正常成像的。偏离对称轴之后，成像质量就会下降。偏离越远成像质量下降越厉害。所以为保证观测质量，观测不同位置天体的时候，需要移动整个抛物面，保证抛物面对称轴指向要观测的位置。

对于FAST望远镜和阿雷西博望远镜，它们的反射面都是相对地面固定的。这种情况下如果使用固定不动的抛物面，就只能观测对称轴附近很小的一片天空区域。如果使用球面，通过球心的直线都是对称轴，虽然存在球差，但汇聚之后的形式都是一样的。

阿雷西博望远镜光路图。只要绕着球心改变棒状馈源的位置，就能收集不同方向来的光线，达到观测不同天区的目的。

（参考文献[1]）

目前世界上最大的全可动射电望远镜是美国的绿岸望远镜，口径100×110米（椭圆形）。我国云南天文台正在建设的景东射电望远镜，口径120米，比绿岸望远镜更大。这口径大小基本已达目前的全可动望远镜工程极限。FAST望远镜口径达到500米，观测使用的有效口径300米，已经无法采用全可动望远镜形式。

景东射电望远镜设计图

（中国科学院云南天文台）

FAST：抛物面与球面的巧妙结合

用抛物面做反射面，能把光线汇聚到一点，但因为反射面太大无法灵活运动，只能观测极小一片天区。用球面做反射面，移动馈源就能变换观测天区，但光线无法汇聚到一点。如何选择？

面对这道难题，FAST的选择是——我全都要！

首先，用一个固定的抛物面作为反射面肯定是不行的。那直接采用阿雷西博望远镜的方案行不行呢？也不行。有两个原因：一是阿雷西博望远镜观测天区比较小，仅能观测天顶距20度以内的范围；二是阿雷西博望远镜的馈源平台重量达到900吨。按这个方案做一个口径更大、观测范围更广的望远镜，馈源支撑平台会更重，难以悬吊在高空中。

1998年，北京天文台（国家天文台的前身）邱育海老师提出了一种可动球面反射镜方案（参考文献[2]）。该方案指出，先建造一个大的球面，这样跟阿雷西博望远镜一样，可以通过绕着球形改变馈源位置来改变观测天区；为了将光线汇聚到一点，该方案创造性提出：在观测时，将实际用到的部分球面反射面区域，通过面板单元的上下位置调整（调整的距离最大约为60厘米），变为抛物面。

为实现这一方案，FAST望远镜先“编织”一张大网（专业称：索网），然后将4000多块面板放到索网上。索网的节点通过下拉索和促动器与地面链接。促动器下拉，拽动索网，形成一个球面。观测时，通过促动器的释放（索网回弹，反射面上升）或下拉（反射面下降），改变反射面位置，形成局部的抛物面用以观测。

FAST望远镜局部面板变形延时摄影

（FAST运行和发展中心）

至此我们也明白了，球面是FAST望远镜反射面的“基本盘”。通过变形，球面的局部可以变为口径300米的抛物面用于观测。就实际使用来说，FAST望远镜本质上还是一个抛物面望远镜。

通过精准协同馈源舱运动与反射面的形变，FAST望远镜可以对天顶距（是指观测位置与头顶之间的距离）40度角以内天区范围进行观测，称其为转动灵活的“观天巨眼”，名副其实！

参考文献：

[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：科普中国

作者：蕉叶（黔南民族师范学院）

监制：中国科普博览