韦伯望远镜如何形成秃子般的完美镜子

经过一个半月（本文发布时间为四月）的精细相位调整，詹姆斯韦伯太空望远镜，将最初是18个随机排列的星光点组成的拼接图像，首次合成出在其背景上有数千中遥远星系的中心明亮恒星

如果这还不够酷，我们还看到了韦伯主镜被来自恒星的光照亮的首张 “ 自拍 ” 图像，好吧，我不得不承认,当我第一次看到这张图片的时候，我有一些复杂的感觉，因为，我刚刚完成了一个镜子如何分段对齐的视频，就在我将点击发布按钮之前，NASA发布了他们的更新。

让我感觉有点肝痛，但是没关系，这是一个惊人的图像！这不是韦伯拍摄的最漂亮的图像，也不是最有趣的图像。但他是单台望远镜拍摄的最高分辨率的红外图象，他当然并非耳熟能详的星名，因为他，比肉眼看到的要暗约一百倍。

他是因其亮度大和与其他恒星相对孤立而被选中的几颗恒星之一。这张照片是在其，中红外仪器相机在两微米波长下拍摄的，这超出了可见光的范围，因此光学工程师使用红色滤镜优化视觉对比度。首先注意到它带芒的衍射十字

 光波穿过透镜时发生衍射。当这种情况发生时，波会互相干扰并，在相互抵消和放大之间反复横跳

在大多数望远镜中，光线通常会在次镜的扁平支撑柱周围发生衍射。每个支柱的平边，形成一个与之垂直的衍射尖峰，大多数像哈勃望远镜都使用四个支柱作为其副镜，因此它们会在焦点处产生四个互相重叠的尖峰，结果就是美丽的 伯利恒之星 的效果。

由于韦伯的辅助支柱只有三个支撑支柱，因此当它们集中在一起时会形成六个尖峰。但韦伯的镜子是由18个六边形组成的阵列，每个六边形都有六个平边。因此，每个部分都会产生自己的六个衍射尖峰，并且它们都会在交点处汇聚在一起。请注意在此图中，主镜支撑结构的六个原始尖峰仍然可见，因为支柱互成120度。韦伯设计师通过重新定位底部的两个支柱，使其与底部六边形的平边平行，从而在一定程度上客服了这个问题。使得四个尖与衍射图案的其余部分重叠，

最后结果上讲，是一颗八角星

它的水平尖峰由顶部支撑杆引起。虽然尖峰很漂亮，但真正让天文物理学界兴奋的是那些散布的背景星系，我们从未红外波长看到如此高分辨率的星系！不幸的是，物理学上没有办法摆脱那些衍射尖峰，不过只有在对相对极明亮的紧凑目标如恒星进行成像时，它们才会变得引人注目。在目标中，韦伯不会被用来直接成像这样的明亮恒星，但这张照片确实表明韦伯的镜子现在一直拼合达到绕射极限，这也证实韦伯精确对齐的程度已达物理极限，现在，从某种意义上说这可能是韦伯在技术上制作的最清晰的图像，那是因为光学团队仍然需要在整个仪器的视野中重新分配一点焦点。但是我们稍后会讨论它的含义

现在让我们谈谈光学团队如何将18个模糊亮点聚焦成一个恒星这个过程始于2月初，当时望远镜对准大熊座中的恒星HD 84406，这将是韦伯计划用来分段分段的一系列星系中的第一个，像凯克这样的地面望远镜使用一种称为波前传感器的专用仪器，它专为测量和校正其镜段而设计，但是韦伯上的内部空间常宝贵，因此它的近红外相机，或中红外相机，旨在兼作韦伯的波前传感器。正如预期的那样，NIRCam（中红外相机）找到了18张恒星的图像，因为韦伯的18个镜片还没有对齐，每个部分都由一个六足促动电机支持，以及一个可以改变曲率半径的中央执行器。这使得每个镜子都可以根据需要5轴转动，甚至可以稍微改变它的形状，直到都形成一个单片镜子。

但是，在移动它们之前，团队希望确保在初期部署期间，没有任何异常需要在校准之前需要调整。所以NIRCam对韦伯的主镜进行了 “自拍 "，它使用一种被称为瞳孔成像透镜来做到这一点它的工作原理是在图像，到达检测器之前将图像聚焦。这会导致光线以这样 

方式扩散，从而形成入瞳，而不是恒星的图像，你也可以在后院的望远镜中自己看到这种效果，您只需要将星星一直失焦，直到可以看到主镜和副镜的轮廓，那是望远镜的入射光瞳。第一张瞳孔图像是在2月11日拍摄的，当时其中一个部分未被点亮，因为那是瞄准星星的镜子.

下一步是确定这18个斑点中的哪些，是由哪个镜子制成的。这是通过倾斜镜子来完成的，接下来，将图像对位到六边形阵列中，这为波前传感团队提供了一种直观的方式来可视化这些镜像片段，因为它们被轻微对齐。对于随后的步骤，韦伯会进行一些调整，将微小的抖动引入望远镜因此，精细引导传感器上线以锁定其视野中的一张图像。现在，精细导向传感器实际上并没有可能到我们在此处看到的任何一张图像，因为该图像是由NIRCam拍摄的。

精细导向传感器和其它仪器各自观察视野的不同部分。但是六边形图案到处都可以复制，因此精细导向传感器指定了其领域中更清晰的图像之一来锁定。这反过来又让韦伯的精细导向传感器能够保持图像良好而稳定。

下一步是使阵列中的每个图像尽可能清晰.而这是通过将次镜向后移动约400微米来使望远镜失焦来实现的，通过相位检索分析图像，以计算出这些镜子的不对齐程度，然后调整这些镜子并使第二个镜子重新聚焦。现在有18个清晰的图像，下一步是将它们堆叠在中心。这似乎很容易，但实际上是一个非常棘手的过程，因为图像需要堆叠到光波长度的一小部分，否则，无法进行单个镜子所需的精细对齐。因此，韦伯的图像被堆叠成一组，每组六个部分，在初始堆叠结束时，图像看起来更像一颗星星，然而，这些部分仍像18个独立的望远镜一样工作，因为它们还没有很好地对齐。为了使该部分充当单个镜子，它们需要在小于光波长度范围内对齐。现在，这是一个称为分段对齐的过程，对齐在粗相位和精细相位两个主要步骤中完成。在粗相位期间，目标是减少分段之间的所谓 ” 活塞误差 “。为了测量活塞误

一种称为哈特曼波前传感器的特殊面罩在瞳孔上放置了一些列狭缝，每个狭缝跨越一对分段反射镜。活塞误差是使用一种，称为 色散条纹法 技术来测量的。它是这样工作的：来自两个部分的光被分散到同一个光谱范围中。如果段之间的活塞误差很大，则频谱出现 ”理发杆 “条纹图案。通过测量边缘的角度，可以非常准确地确定活塞误差。随着活塞的调整，理发杆变平。在第一轮粗调相位之后，拍摄第二张瞳孔图像，以检查对齐情况。现在所有的18个镜面都被光源照亮了，图像甚至看起来都不真实，它看起来像一幅画！

但是如果你仔细观察，你会发现这或那仍然有一些模糊的地方，那是因为这些部分仍然偏离了几微米，几微米就是几百万米。但同样，为了达到预期的性能，镜子需要在几纳米或一纳米范围内对齐，另一件需要考虑的事情是，次子的焦点设置在，视野中第一张图像的形成位置。为了测量周围场的误差，片段图像被重新排列成一个较小的阵列版本。然后将这个小阵列，移动到NIRCam视野的不同部分，然后，在这些位置测量图案的相对质心。然后使用这些测量结果来，确定需要进行哪些调整来校正次镜。顺便说一句，您可能已经注意到，在这个较小的数组中有一个图像被故意遗漏

这就是精细导向传感器在其视野中锁定一个孤立的图像的原因，在此过程结束时，次镜会对齐并聚焦。现在，已经为精细相位准备了舞台。在精细相位期间，必须再次计较图像以测量和纠正任何对齐错误，但这一次，NIRCam并没有通过移动次镜使整个望远镜失焦，而是在其瞳孔和滤光轮中使用了一组弱，以非常特定的量使星光略微散焦，然后相位检索算法分析图像并准确计算出仍然存在的相位误差。这一次通过进行微小的倾斜和调整，而不是活塞调整来纠正分段。

在对分段进行校正后，第二轮粗定向以进一步减少任何活塞误差，然后再进行粗细定相，随着每一轮的调整，引导星的点扩散函数会变得越来越紧凑，因为分段的调整量越来越小。在最后阶段这些片段仅移动了几纳米。这只是人类头发丝宽度的万分之一！结果是韦伯的衍射极限至少是NIRcam的极限衍射。望远镜但是现在需要检查其他仪器的对齐情况，因为它们正在查看视野的不同部分。此步骤称为 多仪器对准，韦伯通过再每个仪器的视野中拍摄五张散焦的恒星图像来做到这一点。这一次，通过将次镜移动100微米，图像过于聚焦(失焦）。相位检索算法确定需要对分段和辅助进行校正剩下的整个镜子，这些调整将有效地将NIRCam的一些完美焦点重新分配整个视野中。

因此，从技术上讲，NIRcam将比这张图像中实现的焦点略微缩小。但它绝不会减少到影响科学性，更不用说足以引起注意

现在多仪器的校准工作，大约需要一个月的时间才能完成。同时，仪器继续冷却 到其工作温度，然后将最终进入调试阶段，然后正式工作！现在让我声明，这只是让webb焦点对准所需步骤的高度简化，团队花了20年的大部分时间才弄清楚如何做到这一

但在光学上，望远镜现在的表现比他们的模型预测的要好！但即使在webb完全投入使用后，他也可能会时不时得偏离轨道那是因为望远镜结构将继续新得缓慢排气，这将在镜子的排列中引入非常小的变化，这就是为什么每两天进行一次精细相位测量并进行分析，以跟踪望远镜随时间的对准情况，可能需要每两周左右进行一次小调整。

关于这种维护方法，有一点很明确，它确实想强调，一旦您完成了所有任务，进行频繁而微小的调整，以使其保持运行比等到事情,得非常糟糕并重新开始要容易得多。我知道说起来容易做起来难，但好消息是你可以掌握这项技能。

 原视频：https://www.youtube.com/watch?v=cWXTy_GeCis&t=765s

翻译：NO坤

配图：NO坤

责编：NO坤

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