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作者：遠山真理
校对：甘林
审核：牧夫天文校对组
美编：张一帆
后台：李子琦
2025年6月23日美国东部时间早上11点，美国国家科学基金会（NSF）在华盛顿哥伦比亚特区举行了一场一个小时的发布会，首次向全世界公布了鲁宾天文台的巡天项目LSST的科学数据，标志着人类第四代地面巡天的曙光（*注1）。本文将会从历史，设备和科学三个角度来向大家介绍这一划时代的项目。
*注1：巡天项目指的是没有特定目标的，广泛地对天体进行成像或摄谱研究的天文项目。第一代巡天的代表项目是早在1950年代就开始的帕洛马天图计划（POSS），第二代的代表是始于2000年代的斯隆数字巡天（SDSS），从第三代起，空间望远镜开始加入巡天行列，这些项目完成于2010至今，代表是盖亚任务（Gaia），地面的代表是暗能量巡天（DES），第四代巡天则在近些年刚刚开始，空间代表是23年开始在轨运行的欧几里得空间望远镜（Euclid）以及尚在计划中的罗曼空间望远镜（Nancy Grace Roman），地面代表就是鲁宾天文台的LSST。
■图1 6月23日LSST科学首光发布会上公布的室女座方向的一片天区的图像，名为梅西耶49号广域场（M49 wide，M49是图像中偏左下方的那个椭圆星系），覆盖的天区相当于LSST两次曝光，大约为18平方度。其中已经收录进星表的天体都以编号标出。
一．史话鲁宾天文台与LSST
鲁宾天文台的建设计划可以追溯到上世纪的90年代中后期，当时哈勃空间望远镜已经在轨运行了，然而哈勃空间望远镜虽然擅长于观测深空天体，但视场仅有0.04平方度（相当于十分之一个满月），同时能观测的天体数量相当有限。而为了解决宇宙学中的“两暗”（暗物质和暗能量）疑难，科学家们需要大量的数据样本，也就需要一台具有大视场的广域巡天望远镜。于是当时的人们依据其主要的科学目标把这台计划中的望远镜暂时命名为暗物质望远镜，后来在2001年将其更名为大口径巡天望远镜（Large Synoptic Survey Telescope，LSST），并正式立项。LSST的建设在2007年迎来了一个重要的里程碑，比尔·盖茨和曾任微软产品开发主任的查尔斯·西蒙尼分别给项目捐赠了一千万和两千万美元，LSST的主镜得益于这笔赠款才正式投入了建设。2024年竣工之际，为了感谢榜一大哥的打赏，LSST团队又给了这台望远镜一个别名叫西蒙尼巡天望远镜。
■图2 暮色下的LSST。LSST的选址位于智利北部科金博大区的帕穹山，海拔约为2700米，摄影师：H. Stockebrand
落地了LSST的鲁宾天文台的名字则是为了纪念美国卡内基科学研究所的天文学家薇拉·鲁宾（Vera Rubin，1928-2016）对于星系旋转曲线的观测贡献。鲁宾教授的研究始于一个基本的问题：星系如何旋转？20世纪60年代，天文学家已经知晓星系中的恒星和气体围绕中心旋转，但传统理论认为：可见物质（恒星、气体）的引力应主导旋转速度。根据牛顿力学，离星系中心越远的恒星，旋转速度应越慢（类似太阳系行星的轨道速度分布）。 鲁宾教授决定用观测数据验证这一假设。她与仪器专家肯特·福德（Kent Ford，1931-2023）合作开发了更灵敏的光谱仪，能精确测量星系边缘的恒星和气体的运动速度。我们知道旋涡星系大部分的恒星和气体都聚集在中心的核球区域，因此根据牛顿力学，星系边缘的恒星的绕转速度应当会慢于中心的恒星。然而，通过对仙女座星系（M31）等旋涡星系的测量，鲁宾教授的团队却发现星系外缘的旋转速度与内缘几乎是相同的（图3）。于是就产生了两种可能的解释：其一是牛顿的引力理论在星系尺度上需要修正；其二是在星系里可能存在着大量我们看不见的物质在贡献着引力（也就是暗物质）。目前来说，暗物质理论的接受度在学术界更高一些，因为除了星系旋转曲线以外，还有大量其他的观测证据支持着这些“不可见”物质的存在，比如早在1930年代，瑞士天文学家弗里茨·兹威基（Fritz Zwicky，1898-1974）在后发座星系团的研究中就已经发现，星系团的动力学质量（通过引力公式测算）比光度质量（通过可见物质测算）高出了两个量级，也就是说星系团中也存在着大量不可见但具有引力的物质。由此兹威基进一步提出，星系团中如此庞大的不可见物质产生的引力可以强大到弯曲背景的星光，产生所谓的“引力透镜”效应（图4）。引力透镜效应在上世纪80年代便已经被观测证实，也是如今的宇宙学家和天文学家们研究暗物质的主要手段之一，同时也是鲁宾天文台的主要科学目标之一。
■图3 暗物质的存在证据其一：牛顿理论所预测的旋涡星系的旋转曲线（A）与实际观测到的旋转曲线（B）在星系外缘的偏差。（图源：维基百科）
■图4 暗物质的存在证据其二：引力透镜效应（图源：韦布空间望远镜，SMACS 0723），在图中可以看到许多被前景星系团的引力弯曲而呈现出弧状的背景星系。
■图5 在基特峰天文台工作的薇拉·鲁宾教授，背景是于2019年落成的鲁宾天文台。鲁宾教授工作的年代对于女性天文学家并不友好，她在报考普林斯顿大学的天文系博士课程时也曾因女性的身份而遭到拒绝。但她坚信，每个人都应平等地拥有仰望星空的权利，并在其生涯中为诸多年轻学者和女性学者提供了机会与帮助。鲁宾教授于2016年在新泽西州的一家疗养院中去世，享年88岁。
二．人类最大的相机
然而，像图4这样的星系团并非在宇宙中随处可见，引力透镜效应也并非总是那么明显（*注2）。要想系统性地研究引力透镜效应，从而揭开暗物质的神秘面纱，我们需要大量的数据样本，而诸如哈勃和韦布这样专注于一小片区域的深空观测的望远镜所提供的数据是远远不够的。这时地面望远镜相比于空间望远镜的优势便显现了出来：在地面上我们能以更低的成本来建造更大的相机和更大的望远镜镜面——这对于巡天观测来说是尤为重要的。
*注2：图4所举例子我们称之为“强引力透镜”，往往由大质量的星系团造成。与之相对的还有我们称之为“弱引力透镜”的由单个星系产生的引力透镜效应，这种效应只会对背景星系的形态产生微乎其微的影响，往往需要对大量图像数据进行堆叠才能获得有统计意义的研究结果。
读者中如果有相机爱好者，也许会对传感器尺寸（也就是相机画幅）这一概念有所了解。简单来说，相机的传感器尺寸越大，那么在相同焦距下的视场也就越广。例如现在市面上标准的全画幅相机的传感器尺寸为36mm×24mm，在搭配50mm镜头的情况下水平视场约为40度（*注3）。传感器还有一个重要的参数是它的像素尺寸，也就是传感器上最小的感光单元的大小，这直接决定了我们得到的照片的分辨率和信噪比。一台典型的全画幅4K机（比如索尼的A7S3）的分辨率在1200万像素左右（4240*2832，所谓的4K就是指传感器横向的像素个数达到4000个左右），对应的像素尺寸在8.5微米左右。相比之下，现在的手机摄像头虽然也能达到4K的分辨率甚至更高，但是其传感器尺寸远远小于相机的传感器。例如苹果16 pro的主摄传感器对角线尺寸为1/1.3英寸（即约19.5mm），虽然有着4800万像素的分辨率，但单个传感器像素尺寸仅为1.22微米。像素越小，对光线的敏感度也就越低，信噪比也就越差，同时还会由于光学衍射而进一步降低画质。总的来说，一台性能优秀的的相机不仅要有高分辨率，还要有足够大的传感器来支持分辨率。
*注3：依据公式，其中d为传感器边长，f为镜头焦距，得到的结果乘以180/π得到单位“度”。
LSST的相机（LSSTCam）是获得了吉尼斯世界纪录的世界最大以及最高分辨率的相机，它的传感器由189片4K×4K的传感器拼接而成（分割成21个3×3的阵列），大致呈圆形，直径达到了64厘米（图6红色圈），总面积相当于大约370台全画幅相机的传感器。LSSTCam的像素尺寸为10微米，单张照片的分辨率达到了32亿像素。如果要以完整的分辨率来展示单张由LSSTCam拍摄的照片，需要约400台4K UHD的电视机，可以排满一整个篮球场。
■图6 LSST的相机，长4.49米，宽1.65米，重约3吨，相当于一辆小型汽车。图源：J. Orrell/SLAC National Accelerator Laboratory
有了强大的相机，我们还需要一个与之相配的镜头。在传感器相同的情况下，镜头的焦距越长，拍摄到的视场也就越小，但同时能观察到同一目标的更多细节，也就是把更多有效的像素分配给了目标（这也是为什么大家在公园里看到的打鸟大爷们用的大多是长焦“大炮”）。图7展示了在不同焦段下用全画幅相机拍摄的满月，在500mm的焦段下，满月将会占据画幅中12%的长度与18%的宽度，总面积占比仅为2%，也就是说其实只有2%的像素被用来拍摄了目标，如此一来，将照片剪辑后得到的满月照片的分辨率会远远低于4K。对于一台全画幅相机来说，如果要获得一张单边4K的满月照片，需要一个大约2500 mm焦距的镜头（目前市面上民用相机镜头的天花板大约是800 mm）。
■图7 24-500 mm的不同焦距下用全画幅相机拍摄的满月，图源：知乎用户平老虎
那么LSST镜头的焦距是多少呢？答案是10310 mm。在这个焦距下，一轮满月几乎可以填满9个4K×4K的传感器（图6右上角）也就是12K×12K的分辨率，同时得益于LSSTCam超大的焦距传感器，在一万毫米焦距下LSST的单张照片依然能装下45个满月，总视场角达到了3.5度，而总面积则是达到了9.62平方度（相比之下哈勃空间望远镜仅为0.04平方度）！
LSST的超长焦镜头又是如何实现的呢？如果按照传统的方法来建造一个一万毫米的镜头，那么它将会变得巨大无比且很不稳定。斯坦福大学的SLAC国家加速器实验室采取的设计如图8左侧所示，LSST的镜面系统包含了3面非球面镜，主镜的直径为8.4米（底下最宽的那一面），将光聚集并反射到位于顶部的第二镜，第二镜是一面直径3.5米的凸面镜，第二镜再把光线反射回底下的第三镜（嵌在主镜里面的那一面），第三镜的直径为5米，再把光线汇集到LSSTCam（悬挂在顶上的圆柱体）。如此一来就在较为紧致的空间里实现了一万毫米的超长焦距。也因此，LSST实际有效的主镜（也就是用来观测的部分）其实是一个环，它的集光区域等效于一台6.68米口径的望远镜。
■图8 LSST镜头系统的设计示意图（左，*注4）整台望远镜的实景全貌（右）。图源：SLAC National Accelerator Laboratory
*注4：细心的读者也许会发现，这个模型图中的相机周围有4块彩色的圆片，这是LSSTCam在拍摄中会使用的滤镜。实际上，像图一这样的彩色图像并非是在一次曝光中得到的，而是在不同滤镜下拍摄的数枚（一般是三枚，对应RGB色）图像合成而来。LSST一共有ugrizy六种滤镜（大家可以想象成类似人眼的视锥细胞），对应从330nm的近紫外到1080nm的近红外波段。相机上一共能装载五片滤镜（一片在镜头上，四片在四周），根据需要进行轮换。因此我们最终得到的宇宙图像将会是超越人类三色视觉的六色宇宙。
三．动荡的宇宙
那么有了这么厉害的望远镜，我们具体能够用来做些什么呢？除了上文中已经提到的引力透镜效应以外，LSST最擅长的是在时域天文学领域的研究（*注5）。LSST主要的科学项目名为时空遗珍（Legacy Survey of Space and Time，同样简写为LSST），不仅是为宇宙拍照，LSST还要为整片南半球星空制作一部时长10年的影片。LSST极其强大的相机使得它单张30秒的曝光就能达到24.7等的极限星等（人类肉眼在晴朗夜空下能看到的极限星等为6等左右，24.7等星大约比人类肉眼极限要暗2800万倍）。同时，LSST的轴承和操控系统能让望远镜迅速地转动到下一个目标位置（要精密地转动这样一个庞然大物，并在一万毫米焦段下锁定目标也绝非易事！），这也使得LSST能以史上最高的效率扫过天空。具体来说，LSST每3天就能对几乎是整个南天的18000平方度的天区进行一次拍摄，计划的10年时间里我们将获得1000多张整个南天的图像！
*注5：时域天文学研究的是天体随时间的变化，可以是位置的变化，亮度的变化，形态的变化等等。
那么为什么我们需要做这样的“重复劳动”呢？这是因为我们的宇宙并非是一成不变的，而是每时每刻都在发生着变化。这种变化并非是由于地球自转和公转造成的斗转星移（这些因素已经在望远镜的曝光中通过算法消除），而是我们所看到的天体本身在发生着变化——
它也许是小行星划过夜空：
也许是星辰之韵律
就如同乐器各有其音色，不同的天体也各有其明暗变化的规律（我们称之为光变曲线，即星等随时间的变化）。天文学家们能从光变曲线中来判断目标是何种天体，并研究其物理性质（图9）。
■图9 目前已知的变星种类大家庭，恒星明暗变化的机制大致可以分为外因和内因，典型的外因是掩食现象（即恒星被其他天体，如行星遮挡，这也是科学家们寻找太阳系外行星的主要方法之一）。内因则更为复杂，多与恒星内部的物理机制有关，例如爆发与脉冲。图源：Laurent Eyer and Nami Mowlavi 2008 J. Phys.: Conf. Ser. 118 012010
结语
鲁宾天文台与LSST从立项到落成花费了将近30年的时间，经由来自28个国家，数千名的科学家的通力合作才得以迎来曙光，这是十年征途的第一步。LSST所有的数据都将向公众免费开放获取（*注6），正如鲁宾教授所希冀的：这世界上的每个人都应平等地拥有仰望星空的权利。
*注6：目前在LSST团队开发的星图网页上已经可以看到首光的数据了：https://skyviewer.app/explorer
P.s. 最后是由牧夫天文解老师翻译的介绍LSST的视频
责任编辑：甘林
牧夫新媒体编辑部