从1609年伽利略第一次把他的简陋的5厘米望远镜转向天空的那一时刻起，我们对宇宙以及我们本身在宇宙中所处位置的认识不可逆转地发生了改变。任何人，当他愿意考虑伽利略对月球陨石坑，木星的卫星以及对成千上万个以前从未看到的星体所作观察的意义时，就不会再抱住宇宙的“地心说”或“日心说”观点不放。在以后几个世纪里，人们期望着新的更大的望远镜可能允许人们去发现类似的结果，正是这种希望推动着天文学家和望远镜设计者相应地把技术推向了它的顶点。

17世纪的上半期曾出现过一股“望远镜设计热”。1895年当装备有足足一米直径透镜的亚克斯望远镜在威斯康星州的威廉海湾外被建造起来时，“折射式”或带有透镜的装置达到了当时技术上的顶峰。但是，由于透镜是如此地笨重，以致在它的自重下，重力引起了畸变。紧接着打破纪录的是1917年建成的反射式望远镜。

20年以后，在1948年帕洛玛山区又架设起一台功率更大的5米黑尔望远镜，它也同样作出了对宇宙的一系列基本的发现。例如，1963年光谱学的发现表明，曾被无线电天文学家找到的所谓“无线电响声”的某些物体逃离我们的速度比已知的最遥远的星系还要快。这个发现意味着这些物体离我们非常遥远。现在已经肯定，这些“类星体射电源”——简称为类星体——是一台差不多有太阳系那么大小的“引擎”，它处于某些新生星系的中央，发射出比1000个普通星系还要多的能量。由于类星体的发现，宇宙现在呈现的范围比任何人可以认识的空间还要茫茫无垠。

70年代，计算机革命带来了在设计和制造光学望远镜上的一个历史上最旺盛的时期，这阵疾风似的发展现在达到丁一个关键时刻。新的技术正在使得制造出更大更轻的镜片变得十分方便，同时新技术也正在突破多少世纪以来对望远镜成像清晰度的限制，去年，历史上功率最大的望远镜在夏威夷的一座死火山顶上开始了最初的测试，同时早期用于克服地球大气层形成畸变的技术上的尝试也开始结出了果实。在下一个10年内，在望远镜设计上的最新进展将允许我们在更暗淡，更远的距离去研究宇宙，而且清晰度是前所未有的。

但是，如同在世纪之交时天文学家发现他们自身面临着透镜的限制那样，今天的望远镜制造者们必须接受由镜面所强加于他们的类似的限制。1975年随着前苏联制成一台6米望远镜——它比处在帕洛玛山区的黑尔望远镜还要大1米——那个时期也就宣告结束。

这台位于俄罗斯南部海岸一个山区的6米望远镜是至今世界上最大的光学望远镜。但是，它从来没有运行过。一个主要的“肇事者”就是它有着足足重42吨的镜片，使人感到惊奇的是，问题还不在于支撑这样一个庞然大物遇到的困难，而在于镜片的“热惯性”。镜片对温度变化的反应是如此之慢以至它几乎始终处在比周围更热或更冷的状态；因此，它直接对镜片上的空气加热或使其冷却，从而使入射光线发生了畸变。

由于这一热效应，由6米望远镜记录到的映像一直是出人意外地模糊不清。天文学家是以一度的分值米测量清晰度或所谓“角分辨率”的，这个度量单位称为“弧秒”，一弧秒等于一度的一千六百分之一。因此，具有表观上半个弧度大小的月亮有着一千八百个弧秒的周长。虽然庞大的望远镜理论上能够分辨出直径上达1弧秒的几百分之一的天体特征，但地球大气层的畸变效应把分辨率限制在大约1弧秒，在晴空万里的夜晚可达到半弧秒。

以后的望远镜得益于对装置的物镜特征的一种根本上的重新考虑。第一台摆脱了传统的单镜片装置的、建造在亚利桑那州土克逊南部64公里处霍普金斯山顶上的多镜片望远镜（MMT），是由史密斯研究所和亚利桑那大学共同建造的。在1979年架设的这台望远镜，巧妙地解决了许多在5米望远镜问世以后曾经面临的许多突出问题。更重要的是，如同它的名字的含意那样，它通过把几台适当大小的望远镜组合起来的方式来得到光聚焦功率，在这台望远镜中，有6台1.8米望远镜以一种普通的“光学支撑结构”装置在一起。由于光会聚表面随直径的平方面增大，这就给MM丁以相当于一台装有单一的4.4米镜面的望远镜的功率，这台望远镜的建造在那个时期位于俄罗斯6米望远镜和黑尔望远镜之后的世界第三位。

把来自多个望远镜的光线组合起来已经不是什么新思想。这种设计的轮廓从30年代早期就出现了，但是只有随着数字式计算机的出现以后，这种设计才变得可以实现。特别是，把6台望远镜组成需要的高精度只用单一的机械手段是完全行不通的。当重量达数吨的结构维持着望远镜光学特性而且使它们指向天空中任意一个位置时会产生大得可以感觉到的弯曲，仿佛它们从天顶向地平线发生了倾斜一样。MMT的设计者们已不再试图在庞大的物镜移动时去保持它们的致密排列，而是把注意力转向望远镜的次级镜片。在MMT中、每个1.8米望远镜的次级镜片是“活动性”的——也就是说，它的角度受计算机控制，从而保持6个望远镜映像在任意的高度都能保持密切的排列。

从某种意义上讲，MMT成了一种催化剂，触发了望远镜设计历史上前所未有的技术上的试验和创新的新浪潮。1979年，欧洲天文学家的一个联合组织在智利的一个欧洲南部观测站开始实行—个试制3.5米望远镜的计划。最近刚刚完工的新的技术望远镜——NNT把MMT的一些特征，尤其是机枪式的安放方式，转动式的建筑物和活动性的应用结合在一起。正是以后者的技术，NNT开辟了欧洲望远镜跨入下一个世纪的道路。

当MMT的活动性光学特性被限于次级镜片时，NNT提供了对原级镜片形状的计算机控制。其控制方式是这样的：把镜片制作成如此柔韧以至它可能由支撑系统形成畸变，而镜片被放置在由78个活塞组成的列阵上。为了达到这个目的，镜片被做得极薄。其直径对厚度的比例为15：1，而对世界上大多数4米玻璃的望远镜镜片而言，这个比例通常是8：1。与传统镜片不同的是，传统镜片一侧为凹面，另一侧为平面：而NNT镜片则是一侧为凹面，另一侧为凸面，像一个接触透镜。这种形状可以允许镜片厚薄和柔韧程度处处均匀。

1989年“首次点火”的NNT，检验确凿无疑地证实了弯月面镜片的有效性。直径只有0.33弧秒的映像——这是一个用大多数望远镜难以得到的量——很快就显示在遍布全世界的主要观测站的公报告示上。NNT现在已经完全投入使用而且持续运行得极其有效。

对镜片设计的另一个本质上的探讨体现在凯克望远镜中，它建造在北半球的一个非常显要的位置上——即在夏威夷岛的一座4200米高的死火山的山顶上。在70年代后期，当MMT接近完工时，在加州大学贝克莱分校的天文学家就开始试图以较小孔径的光线组合的方式来获取大孔径。他们不采用MMT把几个望远镜连结起来的方式，而采用较小的部件像拼板玩具那样搭配在一起以装配成一个单独的巨大镜片。这种部件——镜片结构比多镜片复杂得多。它的复杂性既在于生产镜片部件本身方面，又在于把它们装配起来的过程中，因为装配成的望远镜在扫'描天空时其相邻部件紧密排列——只允许达到在一英尺的一百万分之一即4纳米的光学公差之内。

设计者们对镜片表面已决定采用双曲面的形状。结果每个部件的四周都必须被抛光成不同的曲率以适当地放置在镜片的特定位置上。这种偏心的抛光异常困难，为此，他们发明T一种称为“受应力镜片抛光”的技术，以这种技术，部件以夹具方式从机械上施加应力，先抛光成球面，然后解除应力，把它弯曲成所需的形状。经多次试验和失败以后，抛光的表面仍然还会稍有偏差。大多数部件以“卷绕式夹具”被装配在一架望远镜中，以迫使它们的表面达到适当的曲率。其他部分采用称为“离子计数”的新技术进行抛光，在那里表面受到高速氩离子的轰击。

在望远镜上保持各个部件的密切排列也是一个难题。解决的方法是装置一个由168个传感器组成的系统——在每个部件的每一边角上装有两个传感器——这可以探测出任何部件相对于它的“邻居”所产生的达到0.001微米精确度的偏移。

在2~3秒内，一台计算机就把偏差信号送至液压螺旋式驱动的致动器，由它作出细微的调整以使每个部件与它的邻近部件紧密地配置。这种方式能使镜片以极高的精确度保持它的曲率。

亚利桑那大学研究小组已经开创了一种新的方式进行最后的抛光阶段。

这项技术已经被用于对1.8米和3米的镜片进行抛光，并且达到了可与用其他方法抛光的最好结果相比拟的公差范围。1992年，在美国，一个最大的镜片毛坯成功地从转炉中被取出。它的直径6.5米，重量仅10吨——只有同样直径硬质镜片的四分之一重。

1996年，这些镜片中的一个将取代在MMT的6个小镜片，在光聚焦功率上将提高一倍多。其他镜片打算用于在智利一个研究所正在建造的望远镜上。人们有可能在利用已有成果以生产出一对8.4米镜片之前制造出第三个6.5米的镜片。这些孪生的庞然大物将被组合到由亚利桑那大学和意大利的天体物理观测站以及可能还有其他单位合作制造的巨大的双筒式望远镜上，这架望远镜预料可以在5年以内投入运行。

在美国通过旋转浇铸和蜂窝状结构生产出更大的望远镜镜片进行着不懈努力的同时，欧洲天文学家受到NNT成功的激励一直在不断探索和精练着弯月面镜片工艺。最近，德国已经制成了世界上最大的8.2米的四个毛坯中的一个，并打算把它装置在位于智利北部的欧洲南方观测站的很大的望远镜上。这些弯月面镜片中的第一个重24吨，厚度只有177毫米，它将经过在法国一家光学商行中抛光两年以后才能用船运往智利。

不幸的是，采用很薄的弯月面镜片使望远镜设计者们面对着自然界另一种力的对抗，这就是风。在一座山顶上，利用一个坚硬的蜂窝状镜片来维持精确的曲率是十分艰难的。对庞大的弯月面镜片望远镜的建造者来说，这个巨大的挑战将促使它们发展起用计算机控制的传动装置。

虽然从原则上讲，一个望远镜的分辨率是直接与它的初始镜片的直径成正比的，但是映像可以被记录下来的细节仍然被限制在0.5弧秒左右，如同伽利略时代一样。

在80年代后期，美国和欧洲的少数观测小组开始探索着“适应性光学”的有发展前景的技术。依靠这种技术，一种活动耦合得很好的镜片表面会迅速地变形以纠正入射光线产生的像差。把适应性光学应用于望远镜的研究在1991年达到了高潮。

成功的关键将在于対入射光线畸变的精确测量。只有当光源相对很明亮时，才有可能取得需要的精确度。当星体对于测量的目的似乎已经很充裕时，那些足够用于测量的光线仅在天空的大约百分之一的范围内是有效的。

为了克服这个限制，天文学家正集中全力生产明亮的人工光源。其中一项有希望的探索就是不仅利用望远镜作为接收器，而且把望远镜作为一种发送器以把激光定向无线电波发射到太空中去。

在天文学上适应性光学的实验还刚刚诞生不久。只是在1993年4月，人们才第一次成功地对来自纳原子层的定向无线电波的光线进行了分析，并用以产生了纠正的讯号。可靠的、能发生变形的镜片还有待于制造，一个适应性光学系统的许多元件必须被集中装配在一起，从而对日常的观测提供方便。

即使处于最成熟的阶段，适应性光学仍有着局限性。在更短的光波上对畸变的光进行校正变得日益困难，因此大多数早期的效果是在近红外的相对比较长的波长上取得的，而不是在通常研究过的可见光上得到的。

但是，虽然它有着这样或那样的不完善之处，适应性光学毕竟把宇宙带进了人们从未有过的视点上。这个技术是自从光学望远镜发明以来引起争议的最重要的进展。

在本世纪最后四分之一时期在望远镜上取得的成就将在21世纪初给天文学家提供前所未有的观测能力、过去年代的大多数创造性的发现——木星的卫星、宇宙的暴涨、类星体、微波背景辐射等等——都是“天赐良缘”的。

最近几年，天文学家已经得到几百个银河系的“红移俯瞰”。这些“俯瞰”已经在观测宇宙学上产生了最重要的结果：在远离我们约3亿光年的距离上，人们获得了宇宙的第一个三维映像。这些映像在1986年相继导致了这样的发现，即宇宙中物质的分布是高度不均匀的——银河系表现为似乎像真空“气泡”表面的团簇。理论家们已经令人满意地对这种结构的存在作出了解释。

“红移俯瞰”至今探测的只是“局部”的宇宙。类似的结构是否在更远的地方存在，这个问题在宇宙学上尚未解决。人们合理地期待着能够探测到宇宙更深处的望远镜将提供这个问题的答案。这个期望由于在纤维光学上的最新进展而得到了增强。新的更大的望远镜将能够运用光纤使来自几百个银河系的光线立即反馈以形成一个很大的谱线图像，从而大大扩展了人们可以研究的空间范围。

经过修正的分辨率可能对现代天体物理学中最迷人的一个问题，即类星体巨大能量的真正起源提供一个肯定的答案，关键将是对相对靠近的被看作是“活跃的银河系”的研究，这种活跃的银河系的核心也发射巨大的能量，并可以被看作是由一种“引擎”提供的功率，这种引擎与更遥远类星体上引起能量发射的“引擎”很相似。阐明这种活跃的银河系的异常输出和类星体的更巨大输出的一种为大家所接受的理论要求在银河系的核心内埋藏有一个黑洞。来自一个类似太阳系那样大小的材料“圆盘”中的物质高效率地辐射能量，直至消失为黑洞为止。这幅图像已经在所有波段上一从X射线、可见光、红外光线到无线电波——以十分详尽的证据被建立起来。

另一个在高分辨率下可能更清楚的宇宙秘密就是哈勃常数的真实数值。这个常数把银河系的距离与银河系远离我们的速度联系在一起，它对于我们估算所观察宇宙的真正的尺度是基本的。至今为止，确定这个常数需要一个很复杂的观测网和推理上的飞跃，它们已经耗费了许多著名的20世纪天文学家的毕生精力。

尽管新一代望远镜有着巨大的潜力，我们也不要指望一夜之间出现奇迹。任何较大的望远镜都需要几年时间进行调整和试验以达到它的最充分的容量。在霍克望远镜和黑尔望远镜首次投入运行以后许多年，它们就作出了最重要的发现。类似像MMT和NNT那样更复杂的装置只不过是延长了这个“学习”过程而已。更重要的，技术本身不能保证重大的突破，没有人类的想象力和创造力，人们心灵上的这些难解的问题始终是一个秘密。

[Reprinted with permission from Technology Review，Copyright（c）1994. Special Featores Sevice 126，#6]