□ 國家天文臺 范 舟 姜曉軍

地基光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡新進(jìn)展

□ 國家天文臺 范 舟 姜曉軍

凱克望遠(yuǎn)鏡

天文學(xué)是人類認(rèn)識宇宙的一門自然科學(xué)，其內(nèi)容是觀測研究各種天體和天體系統(tǒng)的位置、運動、分布、結(jié)構(gòu)、物理狀態(tài)、化學(xué)組成及起源演化規(guī)律等。中國古代人們就對天文和宇宙有了一定的認(rèn)識，從古人對宇宙的定義“四方上下曰宇，往古來今曰宙”，可以看出宇宙包含了所有的空間、時間、物質(zhì)和能量。而現(xiàn)代天文學(xué)的主要分支包括天體測量學(xué)、天體力學(xué)、天體物理學(xué)、天文學(xué)史。

歷史上認(rèn)識宇宙的七次飛躍

人類歷史上對于宇宙的認(rèn)識有幾次重大飛越：

第一次飛越

人類通過月食現(xiàn)象和估算地球周長等方法認(rèn)識到地球是球形的；

第二次飛越

哥白尼通過觀察日月行星等天體的運動提出日心說，伽利略利用他發(fā)明的天文望遠(yuǎn)鏡對木衛(wèi)系統(tǒng)以及銀河系恒星等天體進(jìn)行了觀測，這些進(jìn)展開創(chuàng)了近代天文學(xué)；

第三次飛越

萬有引力定律的發(fā)現(xiàn)，這歸功于開普勒、牛頓、哈雷等一批天文學(xué)家的發(fā)現(xiàn)和總結(jié)驗證，從而奠定了天體力學(xué)的基礎(chǔ)；

第四次飛越

太陽系演化學(xué)說的建立，這是基于康德于1755年和拉普拉斯于1796年先后提出的關(guān)于太陽系起源的星云學(xué)說，該學(xué)說認(rèn)為太陽系內(nèi)一切天體都有其各自的形成歷史﹐即都是由同一個原始星云按照客觀規(guī)律──萬有引力定律逐步演變而成的，從而打破了牛頓時代絕對不變的自然觀；

第五次飛越

銀河系和星系概念的提出，這基于哈雷通過不同時期星表的對比發(fā)現(xiàn)了恒星位置的變動，赫歇爾通過銀河系恒星計數(shù)的觀測推斷銀河系的扁平形狀和太陽的位置，以及羅斯勛爵發(fā)現(xiàn)第一個漩渦星系M51；

第六次飛越

天體物理學(xué)的興起，這主要是照相術(shù)、光譜分析、光度測量等一些新的技術(shù)和分析方法的出現(xiàn)，從而奠定了當(dāng)代天體物理學(xué)的基礎(chǔ)；

第七次飛越

時空觀的革命，愛因斯坦狹義相對論和廣義相對論的提出，修正了牛頓的經(jīng)典力學(xué)理論，使人們對質(zhì)量、能量、時間、空間、速度等物理量有了一個全新的認(rèn)識。

認(rèn)識宇宙的途徑

人類認(rèn)識宇宙的途徑主要有以下幾種方式：

1 直接探測，這主要是通過人造衛(wèi)星、空間站、登月、宇宙飛船、探測器（如火星探測器）等方式進(jìn)行的，但是其探測能力有限；

2 電磁波，也就是宇宙中天體的輻射，這是絕大部分天體信息獲得的渠道，從γ射線（小于0.1埃）、X射線（0.1?！?00埃）、紫外波段、人眼可見的光學(xué)波段、紅外線（7000?！?毫米）、到無線電短波（1mm～30m）和無線電長波（大于30m）。但是對于地面的望遠(yuǎn)鏡而言，由于大氣的吸收，只有光學(xué)、紅外和射電波段三個窗口。

3 宇宙線，即各種高能粒子，需要空間探測器在大氣層外進(jìn)行探測。

4 中微子，其質(zhì)量極小，幾乎為零，且不帶電，與物質(zhì)作用也非常微弱，是基本粒子中最難探測的一種粒子。

5 引力波，這是廣義相對論預(yù)言的一種波，2014年3月，美國科學(xué)家利用一臺架設(shè)在南極的望遠(yuǎn)鏡觀測到了來自宇宙早期的引力波信號。

不同波段上的電磁波及大氣窗口

盡管人們在高能的伽馬射線、X射線、紫外、紅外、射電等方面開展了大規(guī)模的天文學(xué)觀測研究，然而地面光學(xué)觀測仍然是重點，原因如下：

1 宇宙中絕大多數(shù)恒星及恒星系統(tǒng)（如星團(tuán)和星系等），其溫度從數(shù)千度到數(shù)萬度，輻射主要集中于光學(xué)波段；

2 攜帶大量天體物理信息的譜線主要集中于可見光范圍；

3 大氣在可見光范圍內(nèi)有良好的透射（大氣窗口）；4 有良好的探測設(shè)備（技術(shù)成熟的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡和CCD等）；

5 有悠久的歷史和豐富的經(jīng)驗。

伽利略發(fā)明的天文望遠(yuǎn)鏡

兩類天文望遠(yuǎn)鏡

自從伽利略1609年發(fā)明天文望遠(yuǎn)鏡，將望遠(yuǎn)鏡首次指向太空，便拉開了人類使用望遠(yuǎn)鏡探測宇宙的帷幕，從此人類開始了對宇宙深空的觀測活動。隨著望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展和應(yīng)用，人類創(chuàng)造出了各式各樣的天文望遠(yuǎn)鏡，每種望遠(yuǎn)鏡都有各自的特點。從望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)性質(zhì)來看，主要分為折射望遠(yuǎn)鏡和反射望遠(yuǎn)鏡兩大類：

1. 折射望遠(yuǎn)鏡：

利用透鏡對光進(jìn)行匯聚和聚焦，物鏡為折射鏡的望遠(yuǎn)鏡，通常采用兩片結(jié)構(gòu)，在部分消除色差的同時，可消除球差和彗差，工作視場可達(dá)2度。目前世界上最大的折射望遠(yuǎn)鏡位于美國葉凱士天文臺，建于1897年，口徑1.02m，焦比（焦距和有效口徑的比值）f/19.4，Lick天文臺的折射望遠(yuǎn)鏡排名居第二位，口徑0.91m，焦比f/20。

葉凱士天文臺1米折射望遠(yuǎn)鏡

2. 反射式望遠(yuǎn)鏡，

用曲面和平面的面鏡組合來反射光線并成像的望遠(yuǎn)鏡。

根據(jù)光學(xué)特點分為以下幾種類型

（1）主焦點系統(tǒng)：

由一塊反射鏡組成的光學(xué)系統(tǒng)，一般具有較大的光學(xué)視場。

（2）牛頓系統(tǒng)：

使用拋物面或者球面做主鏡，在鏡筒前加平面鏡將光線反射到側(cè)邊鏡的焦平面上的望遠(yuǎn)鏡。由于結(jié)構(gòu)簡單，被非專業(yè)人士自制望遠(yuǎn)鏡時廣泛使用；

國家天文臺興隆觀測基地60厘米主焦點望遠(yuǎn)鏡

牛頓系統(tǒng)

卡賽格林系統(tǒng)

（3）卡賽格林系統(tǒng)：

經(jīng)典卡塞格林系統(tǒng)主鏡是拋物面，副鏡是雙曲面，光經(jīng)過兩次反射再穿過主鏡中心的洞孔成像，有效地減少了鏡筒的長度；里奇-克萊琴式（R-C）：主鏡和副鏡都是雙曲面，可以消除彗差和球差等像差；格里高利系統(tǒng)：主鏡是凹拋物面 ，副鏡是凹橢球面，可以產(chǎn)生正立的像；

奈斯密斯系統(tǒng)

格里高利系統(tǒng)

（4）奈斯密斯系統(tǒng)：

和卡賽格林系統(tǒng)類似，但是主鏡無需穿孔，光經(jīng)過副鏡反射后再經(jīng)過第三鏡反射到側(cè)面，在地平式望遠(yuǎn)鏡上使用較多；

（5）折軸系統(tǒng)：

折軸系統(tǒng)：在奈斯密斯系統(tǒng)的基礎(chǔ)上，將光再次反射穿過望遠(yuǎn)鏡的赤緯軸到一個固定的焦點，一般常見于高分辨率光譜的觀測系統(tǒng)。

興隆基地2.16米望遠(yuǎn)鏡及折軸系統(tǒng)光路圖

天文望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展

隨著天文學(xué)的發(fā)展，人類不斷地追求觀測更暗弱的天體，口徑和靈敏度便成為望遠(yuǎn)鏡最重要的指標(biāo)，因此人類不斷嘗試制造出更大口徑的天文望遠(yuǎn)鏡。然而對于折射望遠(yuǎn)鏡而言，由于對玻璃材料要求高，加工較復(fù)雜，透鏡會嚴(yán)重吸收紫外光，另外鏡筒過長，較大的鏡片也容易受重力影響而產(chǎn)生形變，因此現(xiàn)在全世界口徑最大的折射望遠(yuǎn)鏡也只有1.02米，是葉凱士天文臺于1897年建造的。然而對于反射望遠(yuǎn)鏡而言，制作大口徑的望遠(yuǎn)鏡相對容易，在人們不斷地嘗試制造大口徑望遠(yuǎn)鏡的過程中，1948年帕洛馬山天文臺口徑5.08米的海爾反射望遠(yuǎn)鏡落成，整個望遠(yuǎn)鏡鏡筒重140噸，轉(zhuǎn)動部分530噸，可以觀測到23等星。海爾望遠(yuǎn)鏡在此后的二十八年中一直保持為全世界口徑最大的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡。盡管后來蘇聯(lián)又研制了6米望遠(yuǎn)鏡，但是直到二十世紀(jì)八十年代，主動光學(xué)技術(shù)、自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)和大鏡面拼接等先進(jìn)技術(shù)的發(fā)展，才真正突破了對光學(xué)鏡面口徑的限制，出現(xiàn)了像凱克10米望遠(yuǎn)鏡這樣的大型望遠(yuǎn)鏡。

海爾望遠(yuǎn)鏡

未來望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展主要有兩大趨勢：

（1）大口徑：

輕薄鏡面、小焦比、地平式機架、高精度、自動化、新型觀測室、多目標(biāo)光纖引導(dǎo)、采用主動光學(xué)與自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)。

（2）大視場：

小焦比、聯(lián)網(wǎng)與布陣、全自動控制、海量數(shù)據(jù)實時處理與分析。這無論對于工業(yè)制造加工水平、自動化控制還是軟件方面都是巨大的挑戰(zhàn)，這也預(yù)示著一個新的天文觀測時代的到來。

國內(nèi)的郭守敬望遠(yuǎn)鏡

郭守敬望遠(yuǎn)鏡，又名大天區(qū)面積多目標(biāo)光纖光譜天文望遠(yuǎn)鏡（Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopy Telescope，LAMOST）。該望遠(yuǎn)鏡于2008年建成，2009年通過國家驗收，是一臺專門用于巡天觀測的天文望遠(yuǎn)鏡，可以對較大的天區(qū)范圍（20平方度）內(nèi)的4000個目標(biāo)進(jìn)行長時間的跟蹤積分光譜觀測，積分時間1.5小時。主鏡由37塊對角線長1.1米的六角形球面子鏡組成，大小為6.67米×6.05米，曲率半徑40米，有效通光口徑4米，系統(tǒng)焦比F/5。

LAMOST望遠(yuǎn)鏡的拼接主鏡

LAMOST望遠(yuǎn)鏡分布著4000根光纖的焦面

LAMOST望遠(yuǎn)鏡

望遠(yuǎn)鏡的口徑和視場關(guān)系曲線

和其他望遠(yuǎn)鏡相比，該望遠(yuǎn)鏡具有如下顯著特點：

突破了大視場望遠(yuǎn)鏡不能兼?zhèn)浯罂趶降钠款i；

首先在一塊大鏡面上同時采用薄鏡面主動光學(xué)和拼接鏡面主動光學(xué)技術(shù)；

在一個光學(xué)系統(tǒng)中采用兩塊拼接鏡面；

獨創(chuàng)4,000根光纖的并行可控定位技術(shù)；

是目前全世界光譜獲取率最高的望遠(yuǎn)鏡。

LAMOST的科學(xué)目標(biāo)主要由以下幾個方面：

宇宙結(jié)構(gòu)和演化以及大尺度結(jié)構(gòu)研究；

星系演化問題研究、活動星系核、星系團(tuán)；

銀河系大尺度結(jié)構(gòu)研究、恒星光譜研究；

多波段交叉證認(rèn)；

相比于國際著名的2dF和SDSS巡天，LAMOST具有更大的口徑和視場，以及更多的光纖數(shù)，因此具有更大的巡天優(yōu)勢。

歐洲南方天文臺的甚大望遠(yuǎn)鏡

VLT望遠(yuǎn)鏡

甚大望遠(yuǎn)鏡（Very Large Telescope，VLT）是歐洲南方天文臺（ESO）在智利建造的大型光學(xué)望遠(yuǎn)鏡，位于海拔2,632米的帕瑞納天文臺，由4臺相同的8.2米口徑望遠(yuǎn)鏡組成，組合起來的等效口徑可達(dá)16米，焦比為f/2，重量22噸，厚18厘米，采用R-C式光學(xué)系統(tǒng)。指向精度1角秒，跟蹤精度0.05角秒。采用主動光學(xué)系統(tǒng)，每臺鏡子下均安裝有150個促動器。4臺望遠(yuǎn)鏡既可以單獨使用，也可以組成光學(xué)干涉儀進(jìn)行高分辨率觀測，干涉基線可達(dá)202米。四臺望遠(yuǎn)鏡分別命名為太陽、月亮、南十字和金星。

該望遠(yuǎn)鏡于1986年開始建造，耗資超過5億美元。四臺望遠(yuǎn)鏡分別在1998－2000年之間建成并相繼投入使用。2005－2006年，4臺口徑1.8米的輔助望遠(yuǎn)鏡分別建成，與4臺8.2米望遠(yuǎn)鏡共同組成甚大望遠(yuǎn)鏡干涉儀（VLTI），這些輔助望遠(yuǎn)鏡可以增加基線數(shù)目，改善成像品質(zhì)。配備有2.68億像素的OmegaCAM相機，可以迅速描繪出高品質(zhì)的天空圖。

大型雙筒望遠(yuǎn)鏡

大型雙筒望遠(yuǎn)鏡（LBT）

大型雙筒望遠(yuǎn)鏡(Large Binocular Telescope, LBT)位于美國亞利桑那州海拔3221米的格拉漢姆山上，于2005年啟用，2008年兩面主鏡同時進(jìn)行觀測。該望遠(yuǎn)鏡由兩面8.4米的熔石英輕量化玻璃制成的望遠(yuǎn)鏡組成，采用格里高利系統(tǒng)，焦比為f/1.142。由意大利、美國、德國等國的眾多科研機構(gòu)聯(lián)合建設(shè)，是目前全世界最先進(jìn)的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡之一。其聚光能力相當(dāng)于一個11.8米的望遠(yuǎn)鏡，利用干涉模式其空間分辨本領(lǐng)相當(dāng)于22.8米的望遠(yuǎn)鏡。其光學(xué)性能優(yōu)越，在近紅外H波段（1.65微米）的效率可達(dá)60%～90%，M波段（4.7微米）可達(dá)95%。采用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，利用一個8.4米鏡，在特定波段其空間分辨率可超過哈勃空間望遠(yuǎn)鏡。

雙子座望遠(yuǎn)鏡

雙子座望遠(yuǎn)鏡（夏威夷）

雙子座望遠(yuǎn)鏡是2臺8.1米卡焦反射式望遠(yuǎn)鏡，由美國、加拿大、智利、巴西、阿根廷和澳大利亞共同建造和運行。雙子座北半球望遠(yuǎn)鏡坐落在夏威夷海拔4200米的山上，于2000年開始正式觀測；雙子座南半球望遠(yuǎn)鏡坐落于智利，位于海拔2700米的山上，于2000年開始觀測。南北半球的兩臺望遠(yuǎn)鏡聯(lián)合可以對全天進(jìn)行觀測。該望遠(yuǎn)鏡裝配了自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，在H波段可達(dá)到0.08角秒的空間分辨率。盡管主鏡8.1米，但厚僅20厘米，鏡后有120個促動器，能單獨上下移動萬分之一到千分之一頭發(fā)絲厚度，只有咖啡杯大小，另外還有60個促動器壓在主鏡的周邊。每臺望遠(yuǎn)鏡上都裝配了多目標(biāo)光譜系統(tǒng)、長縫光譜系統(tǒng)、成像和積分場光譜（IFU）系統(tǒng)。

凱克望遠(yuǎn)鏡（凱克I, 凱克II）

凱克望遠(yuǎn)鏡位于美國夏威夷海拔4145米的毛納基山頂上，共有兩臺望遠(yuǎn)鏡組成，相隔85米，每臺口徑10米，分別由36面1.8米的六邊形子鏡拼接而成，每塊子鏡的厚度只有10厘米，可以通過主動光學(xué)支撐，從而使鏡面保持極高的精度。焦比f/1.75，赤道儀式結(jié)構(gòu)。2001年3月開始，兩架凱克望遠(yuǎn)鏡可用于光干涉觀測，其等效空間分辨率相當(dāng)于一臺口徑85米的望遠(yuǎn)鏡。觀測波長是光學(xué)和近紅外，凱克I于1991年建成，凱克II于1996年建成。該望遠(yuǎn)鏡耗資1.3億美元，由美國加州天文研究聯(lián)合會管理和運行。

霍比－埃伯利望遠(yuǎn)鏡

霍比－埃伯利望遠(yuǎn)鏡（Hobby-Eberly Telescope, HET）隸屬美國麥克唐納天文臺，位于海拔2026米的戴維斯山上，主鏡是由91面口徑1米的子鏡拼接成，尺寸為11×12 米，有效口徑9.2米，為主焦點望遠(yuǎn)鏡，工作波長是350-1800nm。從1994年開始建造，1997年開始投入使用。該望遠(yuǎn)鏡最初的設(shè)計目標(biāo)是一臺光譜觀測的大口徑、極低造價的天文望遠(yuǎn)鏡。由于采用固定仰角軸設(shè)計，使得該望遠(yuǎn)鏡的成本比相同口徑的光學(xué)望遠(yuǎn)鏡降低了80%，是一臺性價比極高的大型望遠(yuǎn)鏡。

霍比－埃伯利望遠(yuǎn)鏡（HET）

昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡（Subaru）

日本昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡

該望遠(yuǎn)鏡隸屬日本國立天文臺，位于美國夏威夷海拔4139米的毛納基山的山頂。是一臺口徑8.2米的反射式地平望遠(yuǎn)鏡，可以在光學(xué)和紅外波段進(jìn)行觀測，擁有主焦點、卡賽格林焦點和2個折軸焦點共4個焦點。采用了一系列革命性的新技術(shù)：由于采用薄鏡面技術(shù)，厚度只有20厘米；采用主動支撐系統(tǒng)，可以使望遠(yuǎn)鏡達(dá)到非常高的表面精度；為了改善圓頂內(nèi)部的空氣流動，改善本地的大氣視寧度，采用了不同于普通望遠(yuǎn)鏡圓頂（dome）的新型圓柱形的外殼（enclosure），可以自動控制通風(fēng)和空氣過濾器，使熱湍流的排除達(dá)到最佳條件；使用磁驅(qū)動系統(tǒng)從而極大地提高了跟蹤的精度。該望遠(yuǎn)鏡耗資3.7億美元，從1991年開始建造，1999年正式運行。

計劃中的大型綜合巡天望遠(yuǎn)鏡

LSST望遠(yuǎn)鏡藝術(shù)設(shè)想圖

大型綜合巡天望遠(yuǎn)鏡（Large Synoptic Survey Telescope, LSST）是一臺主鏡口徑8.4米，具有3度視場的地平式大視場巡天望遠(yuǎn)鏡,極限星等可達(dá)到24.5等。將安放在智利伊爾佩恩峰，海拔2682米。該望遠(yuǎn)鏡可在6個波段上進(jìn)行觀測，每夜可觀測800幅，每周可以對全天進(jìn)行巡天觀測兩次。巡天的過程相當(dāng)于拍攝一部亮度、位置隨時間變化的深空電影。該巡天觀測將產(chǎn)生海量的數(shù)據(jù)（每晚30TB），通過電子郵件的方式進(jìn)行實時預(yù)警，所有觀測數(shù)據(jù)將面向公眾開放。該望遠(yuǎn)鏡的主鏡正在亞利桑那大學(xué)史都華天文臺鏡面實驗室磨制中，基建開始5年后將完工，完工2年后開始科學(xué)運行。

建造中的30米望遠(yuǎn)鏡

30米望遠(yuǎn)鏡（Thirty Meter Telesope，TMT）藝術(shù)設(shè)想圖

30米望遠(yuǎn)鏡（Thirty meter telescope, TMT）由美國和加拿大發(fā)起，是由美國、加拿大、日本、中國、印度、巴西等國聯(lián)合建造的大型地基光學(xué)紅外望遠(yuǎn)鏡，2010年6月完成了最終設(shè)計，預(yù)計2018年開光。

這是一臺大視場的R-C系統(tǒng)反射望遠(yuǎn)鏡，地平式支架結(jié)構(gòu)，主鏡口徑30米，由492塊1.45米的六邊形子鏡組成。系統(tǒng)焦比 F/15, 視場20角分。將建于夏威夷海拔4050米的毛納基山上。工作波長從光學(xué)到中紅外波段(310-28,000納米)，采用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)可達(dá)到比哈勃空間望遠(yuǎn)鏡高10倍的空間分辨本領(lǐng)。TMT將在揭示暗物質(zhì)和暗能量的本質(zhì)、探測宇宙第一代天體、理解黑洞的形成與生長、探測地外行星等前沿科學(xué)領(lǐng)域做出重大突破性發(fā)現(xiàn)。

建造中的巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡

巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（Giant Magellan Telescope, GMT）可謂是地基極大望遠(yuǎn)鏡，主鏡由7塊8.4米的離軸子鏡組成，等效聚光本領(lǐng)21.4米，聚光面積368平方米，等效空間分辨本領(lǐng)相當(dāng)于24.5米的望遠(yuǎn)鏡，為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡（HST）的10倍。主焦點焦距18米，焦比f/0.71, 視場20角分，采用格里高利系統(tǒng)，在500納米處的空間分辨率可達(dá)到0.21-0.3角秒。采用赤道儀式轉(zhuǎn)臺，轉(zhuǎn)動重量1689噸，將建于智利的拉斯坎帕納斯天文臺，海拔2516米。工作波段和TMT類似，在近紅外以及中紅外波段(320-25,000納米)。于2013年開始建造，目前兩面鏡子已加工完畢，預(yù)計2017年前后建成，2020年將進(jìn)入觀測階段。

巨型麥哲倫望遠(yuǎn)鏡（Giant Magellan Telescope, GMT）藝術(shù)設(shè)想圖

未來的歐洲極大望遠(yuǎn)鏡

歐洲極大望遠(yuǎn)鏡(European Extremely Large Telescope, E-ELT)藝術(shù)設(shè)想圖

歐洲極大望遠(yuǎn)鏡(European Extremely Large Telescope, E-ELT)為口徑39.3米的反射式地平式望遠(yuǎn)鏡，由798塊直徑1.4米的六邊形子鏡組成，聚光面積978平方米，比目前最大望遠(yuǎn)鏡大15倍。副鏡4米，視場10角分。采用獨特的五鏡系統(tǒng)，工作波段是光學(xué)和近紅外。采用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)，空間角分辨率可達(dá)到0.001～0.6角秒。將建于智利阿馬索內(nèi)斯山，海拔高度3060米，計劃2022年完工。主要用于高紅移星系、恒星形成、太陽系外行星以及行星系統(tǒng)的研究。當(dāng)前中國正處于天文發(fā)展的黃金階段，面臨很多機遇和挑戰(zhàn)，中國在國際天文界發(fā)揮著越來越重要的作用，地基天文望遠(yuǎn)鏡的建設(shè)在鼓勵國際合作的同時，也應(yīng)立足于獨立自主、自力更生。以建造昴星團(tuán)望遠(yuǎn)鏡（Subaru）為例，盡管建造費用比其他相同口徑望遠(yuǎn)鏡高好幾倍，但由于日本堅持由本國建造，不僅培養(yǎng)了一大批本土的優(yōu)秀天文學(xué)家和工程師，而且大大提升了日本國內(nèi)很多行業(yè)的工業(yè)制造水平，這是非常值得我們思考和借鑒的。國內(nèi)建造的LAMOST望遠(yuǎn)鏡，突破了傳統(tǒng)的“望遠(yuǎn)鏡視場——口徑”曲線，同時兼顧大視場和大口徑，是一臺具有重要創(chuàng)新、性能卓越的光學(xué)巡天望遠(yuǎn)鏡。而中國正式加入TMT望遠(yuǎn)鏡計劃也是令中國人期待的，TMT在很多方面都優(yōu)于E-ELT和GMT兩臺下一代超大望遠(yuǎn)鏡，是一臺設(shè)計獨特、具有自身優(yōu)勢的大型望遠(yuǎn)鏡，也是北半球唯一一臺下一代超大型望遠(yuǎn)鏡，其地位是E-ELT和GMT所無法取代的。

（責(zé)任編輯 張長喜）