多镜面望远镜

集合许多块镜面从而获得更大等值口径的望远镜。目前最大的反射望远镜的口径已达 6米。

正文

如制造更大的单块镜面，工艺上有很大困难，而且价格过于昂贵，因而近年来提出用多镜面望远镜来增大有效口径。1971年美国开始研制第一架多镜面望远镜(MMT),安装在霍普金斯山，1979年运转，主要用作天体的红外辐射观测。这架望远镜由六个口径各为 1.8米的卡塞格林望远镜组成。六个望远镜绕中心轴排成六角形，六束会聚光各经一块平面镜射向一个六面光束合成器，后者把六束光聚在一个共同焦点上。组合后的口径相当于 4.5米。图为六个卡塞格林望远镜中的两个。左边的是星光经过一个望远镜至合成焦点的光路，右边的虚线则表示校准光路（实际上每个镜筒都有星光和校准两种光路）。主要缺点是：可用视场很小；光束经过多次反射，光能损失较多；不易保持各光束的相干性；目前达到的成像质量尚不够好。获得大口径的另一方法是用多块小镜面直接拼接成一个大镜面，但拼成的大镜面极难保持其稳定性，尚未得到推广。

由来

目前最大的单镜面反射望远镜的口径已达 8.2米，譬如日本天文台在美国夏威夷建造的昴星团望远镜。如果制造更大的单块镜面，工艺上有很大困难，而且价格过于昂贵，因而近年来提出用多镜面望远镜来增大有效口径。

典型是欧洲南方天文台的甚大望远镜（VLT），其中VLT四台望远镜的主镜口径均为8.2米，组合等效口径为16米。

诞生

方案一

1971年美国开始研制第一架多镜面望远镜(MMT),安装在霍普金斯山，1979年运转，主要用作天体的红外辐射观测。这架望远镜由六个口径各为 1.8米的卡塞格林望远镜组成。六个望远镜绕中心轴排成六角形，六束会聚光各经一块平面镜射向一个六面光束合成器，后者把六束光聚在一个共同焦点上。组合后的口径相当于 4.5米。光轴上有76厘米卡塞格林望远镜。它除用于导星外，主要用来发出检测六个镜筒的光学系统的激光。每个镜筒内的副镜可受控而作微小的转动和伸缩，以校正被激光及其硅检测器检出的失调量。这种能随时对光束进行校正的光学技术称为“主动光学”。六个镜筒的星像既可以互相重合，也可以沿恒星摄谱仪狭缝排成一行以提高星光的利用率。VLT采用了更为先进的光学干涉技术，组成它的4个8.2米单镜既能单独使用，又能组合起来，达到一个16米口镜望远镜的集光力和分辨力。

方案二

另一种多镜面方案，则是把很多圆形或六角形的镜面直接排列起来，

HET，霍比—埃伯利望远镜

HET，霍比—埃伯利望远镜

利用精度极高的定位系统使它们的镜面处于一个共同的大抛物面上，每个镜面成为抛物面主镜的一部分。例如美国霍比-埃伯利望远镜（Hobby-Eberly Telescope，HET）位于美国得克萨斯州的麦克唐纳天文台，口径为9.2米，是一台固定机架的球面望远镜。HET主镜由91块八边形的子镜面拼接而成，等效口径9.2米，焦距13.08米。每个子镜面直径1米，厚5厘米，用超低膨胀的微晶玻璃制成。位于美国夏威夷的莫纳克亚山上的两台凯克望远镜（口径10米）也采用了这种技术。

正在建造和研制中的巨型麦哲伦望远镜（GMT,口径25米）和

E-ELT，欧洲极大望远镜

E-ELT，欧洲极大望远镜

欧洲极大望远镜(E-ELT，口径39米）也是采用了多镜面主动光学技术。

优点

多镜面望远镜的主要优点是：合成的口径大，镜筒很短，因而望远镜装架坚固，观测室的尺寸不大，造价显著降低。