哈勃“接班人”：延期十余次、成本近百亿美元......
大约30多年前，美国太空望远镜科学研究所（STScI）时任所长里卡多·贾科尼提出“思考哈勃望远镜之后的下一个主要任务”。
由于设想、方案、决策、经费、技术、协调、管理等多方面原因，韦伯望远镜项目一再拖延。
按照美宇航局的最新计划，举世瞩目的空间天文学研究重器——詹姆斯·韦伯太空望远镜（James Webb Space Telescope，JWST，以下简称韦伯望远镜）将于美国东部时间2021年12月25日在法属圭亚那库鲁欧洲航天发射中心发射升空，踏上150万米的漫长旅程。
红外天文观测的重要意义
韦伯望远镜观测的重点是红外谱段，作为哈勃望远镜的后继者，它将在哈勃望远镜的基础上提供改进的红外分辨率和灵敏度，且红外波谱更宽，观测能力更是哈勃望远镜的100倍。
哈勃与韦伯口径和观测谱段对比
天文学家为什么如此重视宇宙红外观测呢？
红外是电磁波的一个谱段，波长范围从0.78-1000微米，为了研究上的便利，被划分为三个波段：近红外（波长为0.78-3.0微米）、中红外（波长为3.0-20微米）、远红外（波长为20-1000微米）。
红外观测对研究低温天体非常重要，无论是宇宙诞生的第一批恒星、第一批星系到达地球的低温辐射，还是恒星云中正在形成的恒星、太阳系外的行星及其卫星，都需要借助于红外观测。
从微米大小的尘埃到巨大的行星，它们的温度在3K-1500K之间，在此范围内，物体辐射的大多数能量位于红外区。
而温度低于4000K的天体辐射主要集中在红外区，除了少数窗口外，地球大气层吸收了天体几乎所有的红外辐射，只有依靠高灵敏的空间望远镜才能进行空间红外观测。
宇宙大爆炸之后，最初像一锅由粒子（即质子、中子和电子）组成的热汤。光子在传递了很小一段距离后便会与其他光子或基本粒子相撞，形成新的物质粒子与其反粒子，这种情况下光无法传播较远的距离。
随着宇宙膨胀，温度下降、物质密度降低，光子不再剧烈碰撞产生新粒子而进行长距离传播，这一过程被称为物质-能量去耦（光子-重子去耦），宇宙在这一刻突然变得透明，此时宇宙的年龄约为38万年。
光子退耦时从混沌中辐射出来的光子，在宇宙膨胀过程中变得越来越暗，波长越来越长，能量越来越低，最终形成宇宙背景辐射，相当于温度只有3K的黑体辐射。
宇宙背景辐射是人类所“看到”的宇宙大爆炸的第一缕曙光，至今仍可以被我们探测到。
宇宙背景辐射
此后，宇宙进入了不再发光的黑暗时代，能量逐渐形成物质，大量氢气弥散在宇宙中。黑暗时代持续了2亿年左右，随着大量的氢在引力下聚集，发生聚变反应而形成第一批恒星，恒星光源开始形成，黑暗时代结束。
恒星形成的确切时间尚不清楚，一般认为在大爆炸之后2-3亿年左右。
第一代恒星都是大质量恒星，是太阳质量的成百上万倍，寿命可能只有数十万年到数百万年，很快演化为超新星并使第二代恒星出现，重元素也随之产生。
第二代恒星出现后，在引力作用下又出现了恒星团。这个过程中，超新星爆炸出现了黑洞，引力又将许多黑洞牵引到一起，在早期宇宙中相互合并形成更大的黑洞。
数亿年间，黑洞不断增长成为超大质量黑洞，它们的引力范围甚至可以达到数百万光年，不断将越来越多的星际气体拖入自己的引力范围，而这些气体在绕黑洞公转的过程中又演变成了数千亿颗恒星，形成了原始的星系。
星系形成的时间，大致可追溯到大爆炸后数亿年到10亿年左右。
大爆炸后宇宙的演化路线
早期星系发出的光芒，覆盖电磁波的各个谱段。
宇宙尘埃粒子遮蔽了可见宇宙的一部分，而尘埃在红外波段是透明的，红外观测可探索隐藏的宇宙，探测可见光波段看不见的区域。另外，随着宇宙的膨胀，其他谱段的电磁波也会被拉长，颜色或波长已经移向红色，这就是“红移现象”。
因此，宇宙红外观测对于研究宇宙的起源、早期恒星和星系的产生和演化情况具有非常重要的意义。
而已经发射的红外天文卫星，由于技术手段以及寿命的限制，已经达到了观测的极限，需要研制发射性能更好的红外太空望远镜来深入研究宇宙诞生后极早期的演化图景。
而韦伯望远镜将揭示一个我们从未见过的宇宙，并能回答这样的问题：宇宙是如何形成第一批恒星和星系的？宇宙诞生之初形成结构的动态场景如何？
韦伯望远镜项目出笼
1989年9月，在哈勃望远镜即将发射前，STScI以“新一代：哈勃望远镜10米级紫外-可见光-红外后继者”为主题，举办了一次研讨会，对这个新一代太空望远镜（Next Generation Space Telescope，NGST）的光谱波段、科学任务以及相关技术问题进行了广泛研讨，内容涵盖了这一任务的科学目标和技术挑战，并且总结了这些领域迄今为止的早期研究。
1990年，在美国国家科学院10年规划调查时，空间紫外光学小组推荐6米口径冷却空间望远镜作为哈勃望远镜的后继者。
其后两年里，又提出研制新一代8米口径空间望远镜概念，当时将观测波段主要集中在具有冷却能力的可见光和红外光波段上，在技术上不再包括紫外线观测能力。
1993年，空间望远镜研究所理事会（STIC）任命了一个委员会来研究21世纪的空间天文学任务。两年后，该委员会推荐了一台4米口径的望远镜——比最初讨论的8-10米望远镜小得多，但保留了非常重要的红外观测能力，其重要任务是发现高红移天体。
时任美国宇航局局长戈尔丁认为，4米口径望远镜太过普通，应当研制口径8米的大型望远镜。
1995年，美国国家研究理事会的空间科学委员会将高分辨率干涉测量和高通量仪器建议为宇航局在1995年至2015年的太空天文学领域必不可少的新项目。
在光学范围内，该委员会建议使用8-16米的空间望远镜，作为哈勃望远镜的继任者，同时也作为正在建造的地面8-10米级望远镜的补充。当时乐观地预计，新一代太空望远镜最早将于2010年投入使用。
在此背景下，第一次专门讨论新一代太空望远镜的会议召开，旨在调查其科学潜力和技术挑战，130名来自政府、工业和大学的天文学家和工程师在为期三天的会议过程中，探讨了建造和运行天文台所需的技术，审查了天文仪器的现状和未来前景，并讨论了未来十年可能具备的发射和空间支持能力。
为了集中讨论，特邀发言者限定以两个概念为基础进行发言：在高地球轨道上的10米太空望远镜和在月球表面上的16米太空望远镜。
洛克希德·马丁公司提出的新一代望远镜方案
在美国宇航局20世纪90年代中期的“更快、更好、更便宜”开展太空探索思想的指导下，经过多次研讨，大致确定了新一代太空望远镜的研制思路：研制口径为8米的太空望远镜，运行于拉格朗日L2点，粗略估计成本为5亿美元。
在政府、大学、工业界、科技家以及欧空局成员国及科学家的高度重视与企盼下，1996年新一代太空望远镜项目进入详细定义阶段（阶段A），包括模拟与可行性研究。
1997年，空间望远镜研究所成立了一个特别科学工作组，提出了新一代望远镜的关键科学目标，并制定了“设计参考任务书”（DRM）。该任务书涉及关键科学观测目标、探测目标的物理特性（密度和亮度）、预期的观测模式（波段、光谱分辨率、重访次数）、完成任务所需的最短运行寿命（2.5年），以及具体的技术测试与评估的内容。DRM此后成为衡量韦伯望远镜各个方面任务的主要规范。
新一代望远镜的方案之二
1997年，宇航局与戈达德航天中心、鲍尔航空航天技术公司和TRW公司联合进行技术要求和成本研究，两年后选择洛克希德·马丁公司和TRW公司进行初步概念研究。当时曾计划新一代望远镜于2007年发射，经过轨道测试后即可投入使用。
新一代望远镜的方案之三
2000年1月，考虑到成本上涨以及当时一些技术的成熟度不够确定，新一代太空望远镜主镜进行重新调整，从8米孔径降到6.5米。
2002年，宇航局对项目已有进展进行定义阶段审查后，认为关键技术已达到足够成熟的水平，该项目可进入下一阶段。
2002年9月，宇航局正式将新一代太空望远镜命名为詹姆斯·韦伯太空望远镜，以纪念该局第二任局长、为阿波罗登月计划的立项与实施作出巨大贡献的詹姆斯·韦伯。
由于经费问题，加之美国政府越来越强调国际合作，韦伯望远镜成为了国际合作项目，欧洲空间局和加拿大航天局都参与了该项目。
2003年秋，宇航局在初步确认评估后，正式启动了韦伯望远镜项目的B阶段任务，开始进行详细设计。由于各种原因，后来的C/D阶段迟至2008年才开始。此后还进行了关键设计审查，当时预计韦伯望远镜将于2013年12月发射。
2003年，宇航局为TRW公司拨款8.248亿美元，用于研制口径6.5米的韦伯望远镜的主镜，确定发射日期为2010年。同年晚些时候，TRW公司被诺斯罗普·格鲁曼公司收购，组建后的诺斯罗普·格鲁曼公司空间技术公司成为了韦伯望远镜的主承包商，负责望远镜总体设计和系统集成。贝尔宇航公司作为二级承包商，主要负责望远镜的光学望远镜系统组件研制。
TRW公司提出的新一代望远镜方案
2005年春，项目评估发现韦伯望远镜的成本大为增加，于该年8月进行重新规划，主要内容是对系统集成和测试规划进行重大调整，取消波长小于1.7微米的观测模式的系统级测试，并把发射日期推迟到2013年，其他主要特点则维持不变。
在重新规划之后，2006年4月对该项目进行了独立审查，结论是该项目在技术上合理，但宇航局的分阶段资金投入方案需要改变。宇航局于是重新调整了韦伯望远镜的预算方案。
在2005年重新计划中，该项目的生命周期成本估计为45亿美元，包括约35亿美元的设计、开发、发射和调试费用，约10亿美元的10年运营费用。
欧空局为该项目投资约3亿欧元，包括运载火箭及发射费用。加拿大航天局在2007年同意投入3900万加元，并于2012年提供了用于望远镜指向和探测遥远行星大气的设备费用。
但是，经过2008年和2010年两次评估，韦伯望远镜的费用连年增长，发射日期不断推迟。
费用增加与发射推迟由多方面原因造成，包括技术难题的攻关、试验过程中出现问题需要更改、运载火箭状态不确定、发射推迟需要更改不少部件以及新冠疫情的影响等。
| 评估时间 | 发射日期 | 项目费用（亿美元） |
| 2008 | 2014 | 51 |
| 2010 | 2015-2016 | 65 |
| 2011 | 2018 | 87 |
| 2013 | 2018 | 88 |
| 2017 | 2019 | 88 |
| 2018 | 2020 | ≥88 |
| 2019 | 2021.3 | 96.6 |
韦伯望远镜项目最新寿命周期成本预计为97亿美元，其中88亿美元用于望远镜设计和开发，8.61亿美元用于支持5年任务的运行费用。欧空局为项目投入约7亿欧元，加拿大航天局投入约2亿加元。
韦伯望远镜的设计
韦伯望远镜项目由美宇航局总体负责，戈达德航天中心负责工程开发，太空望远镜研究所负责发射后的运行。
韦伯望远镜尺寸为20.197米×14.162米（遮阳板），太阳能电池功率为2千瓦，发射质量6500千克。光学系统望远镜直径6.5米，焦距131.4米，收集面积25.4平方米，探测波长范围0.6微米～28.3微米。该望远镜将运行在太阳-地球间拉格朗日点L2的晕轨道上，近地点374000千米，远地点150万千米，运行周期与地球同步，为12个月。
韦伯望远镜轨道示意图
韦伯望远镜的总体结构相当复杂，突破了现有航天器的基本架构，在工程上有极大突破。
01航天器平台
航天器平台结构重350千克，能够支撑6200千克的韦伯望远镜。平台主要由石墨复合材料制成，该平台能够以一个弧度的指向精度旋转望远镜，并将振动降低到两毫秒。
平台基本结构：六面体为平台主体，绿色为太阳电池板，浅紫色的是散热器
航天器平台含6个主要子系统：
（1）电力子系统主要是太阳电池板，由其产生电能供平台其他子系统以及科学仪器有效载荷使用。
（2）姿态控制子系统用于感知望远镜的方向，将望远镜保持在稳定的轨道上，并提供望远镜对科学仪器观测的天空区域的粗略指向。
（3）通讯子系统从操作控制中心接收指令并将科学和状态数据传输到操作控制中心。
（4）命令和数据处理子系统是平台的大脑，该系统有一台计算机，即指令遥测处理器，用于接收来自通信系统的命令并将它们定向传输到适当的接收者。系统采用固态记录器，指令遥测处理器将控制科学仪器、固态记录器和通信系统之间的信息交换。
在中央计算机、存储和通信设备中，处理器和软件将数据导入和导出仪器、固态记录器和无线电系统，后者可以将数据发送回地球并接收指令。计算机还可控制望远镜的指向，从陀螺仪和星敏感器接收传感数据，并向反作用飞轮或推进器发送命令，以调整望远镜指向精度。
航天器平台实物
（5）推进子系统是保持望远镜姿态稳定和轨道控制的必备系统，包含推进剂贮箱和火箭发动机推力器。
位于平台底部中央右侧的推力器
航天器平台上有两种类型的火箭发动机，共有10对，每对有一个主推力器和一个备份。
较大的一种称为“二次燃烧增强推力器”，用于轨道校正，平台上共装有两对，相互构成冗余。另一种发动机称为MRE-1，用于反作用轮的姿态控制和动量控制，共有8对。
MRE-1推力器
韦伯望远镜采用三轴稳定模式。平台上装有2个星跟踪器（还有1个冗余），用于引导恒星捕获之前将望远镜指向观测目标。平台质心的隔离器上安装了6个反作用飞轮，通过指令控制反作用飞轮的角动量，使望远镜在视线方向保持稳定。
在科学观测期间，韦伯望远镜将根据任务指向某一个目标。在该方向上，遮阳罩的压力中心与望远镜的质心不重合。当太阳光子撞击大型遮阳罩时，它们会在整个望远镜上施加扭矩。姿态控制子系统通过适当改变反作用飞轮上的旋转速率来抵消该扭矩，结果角动量在反作用飞轮中积累。动量积累取决于太阳俯仰角、望远镜的滚动方向以及特定指向位置的访问持续时间。
（6）热控制子系统主要用于维持航天器平台的工作温度。
02遮阳罩
韦伯望远镜的遮阳罩是一项重大的创新设计，任务是将望远镜分隔成温度较高的朝阳侧（航天器平台，最外层的最高温度为383K）和背阴防晒侧（光学组件和ISIM，最内层的最低温度为36K）。
遮阳罩呈风筝形结构，能将热量直接从侧面、周边、层之间辐射出来，有利于排出和隔离航天器平台产生的热量。其防晒系数高达120万，可隔离来自太阳、地球和航天器平台电子设备发出的热量，使光学组件和红外探测仪器保持极低的环境温度。
遮阳罩共有5层，每层有一个网球场那么大，每层材料的厚度、尺寸、弯度以及金属涂层有所不同，内外层的温度差高达约300℃。遮阳板由具有特殊隔热性能的Kapton轻质材料制成，表面有特殊涂层。
遮阳罩总体情况
遮阳罩第一层直接面向太阳，厚度仅0.05毫米，其他四层则为0.025毫米，而第五层主要用于防止缺陷、微流星撞击等。
从面积和形状看，第一层面积最大，且相对平坦；第五层面积最小，弯曲度最大。
层间的间隙提供了额外的绝缘效果，各层之间中心间距最小，边缘处间距最大，可以将热量从中心引导到外部，最后散发到空间。
组装起来的遮阳罩
每层遮光罩都涂有约100纳米的铝，高反射铝表面可以将剩余的能量从遮阳层边缘的缝隙中反射出来。
两个最热的层（第一、二层）面向太阳侧还有掺杂约50纳米厚的硅涂层，将热量反射回太空，并提高其在太空环境中的光学性能和使用寿命。
掺杂是在硅涂层过程中混入少量另一种材料以使涂层具有导电性的过程。涂层需要导电，以便膜与望远镜的其余部分电气接地，不会在其表面积聚电荷。硅具有高反射率，可将大量太阳热反射回去，阻止其到达遮阳罩下方的红外仪器。
各层温度变化示意图
而为了使五层的遮阳罩成为一个整体，设计了近四面体的框架结构，将每一层按要求一层一层连接起来。因此，遮阳罩看起来像是一片片船帆。
遮阳罩各层展开过程
在遮阳罩的下边和侧部，还附有其他的功能部件，包括矩形热动力帆板，用于平衡遮阳罩的太阳光压；星跟踪器，用于敏感特殊的恒星以确定望远镜的指向；地球指向天线，用于将科学数据传回地球，并从地面深空网络接收指令。
太阳电池板用于为整个望远镜系统提供电能，长6米，由5块独立的板构成，发射时可折叠起来以适应运载火箭整流罩，飞行途中可以展开，为必要的系统供电。
太阳电池板地面测试
折叠起来的太阳电池板
03光学系统组件
韦伯望远镜的光学系统组件是最重要的有效载荷，具有等效口径大、境面反射率高、极冷环境佳和聚焦精度好这几个特点，显示出技术和工程上的创新。
光学系统组件是一个“三镜系统”，包括主镜（一级）、副镜（二级）和第三个镜面——光学子系统，完整的光学系统组件像一架射电望远镜。
光学组件工作原理
主镜最大最重，需要一个大型支撑结构，技术要求有：灵敏度为1-5微米、衍射限制为2微米、必须在30k-60k极低温范围内运行、单位面积密度应小于15千克/平米。
光学系统组件有效口径达6.5米，很难磨制成单一镜面，且现有运载火箭整流罩内也无法装下，因此主镜面由18块独立的六边形镜片组成。
六边形镜片很容易无缝拼接在一起形成近圆形的主镜面，每个镜片的等效直径为1.32米，拼接完成后的主镜面抛光总面积达26.3平方米，除去副镜和支撑支柱的遮挡部分，有效收集面积为25.4平方米，远远超过哈勃望远镜的主镜。
拼接完成的望远镜主镜
为使主镜各镜片能够精确聚焦，除加工时保持极高的精度外，每个镜片背面装有6个微型驱动马达，主镜中心还有一个马达，用于调整曲率。而为了将主镜各镜片对齐，形成单一的大镜子，每个镜片都对齐到头发厚度的万分之一。加上其他仪器的调整动作，整个望远镜共装有132个微型马达。
主镜与遮阳罩组合
镜片材料与制造也富有挑战性。最初选材时，尝试制造过两个轻型反射镜，综合考虑工作效果、重量、成本以及拼接的全尺寸主镜的难易程度后，专家建议采用铍制作镜片。
金属铍比重小、不易变形，是非常合适的材料，铍镜片经抛光完成后，还要涂上一层100纳米厚的金涂层，以有效提高对红外线的反射率，并校正因低温导致的任何成像效果偏差。
而由于纯金非常柔软，还要在镜片上沉积一层薄薄的无定形二氧化硅材料，以防止在处理时对金产生损伤或微小颗粒产生划痕。
镜片正面
镜片背部结构
经过多道工序，铍镜片最后的质量为20千克，单位面积质量仅为哈勃望远镜主镜的十分之一。加上马达等部件，镜片总质量也仅40千克，主镜总质量约720千克。
组装完成的主镜
光学系统组件的副镜是1个直径0.74米的圆形凸面镜，由从主镜伸出的3个长7.6米的支柱支撑。这些支柱在发射时是折叠的，将在部署期间展开。副镜稍微偏离轴向工作，目的是经三次反射可消除散光并使焦平面变平。
第三级镜面是可精细调整的后视镜，位于主镜中心突出的黑色鼻锥内，也称为后光学子系统。主镜捕获的光线经反射后，被聚焦于副镜上，副镜将光线反射到第三级后镜上，再射向可精细调整的后镜，最后聚焦于主镜后面排列的科学仪器上。该部位安装着星光分析设备或相机，使望远镜的视野十分开阔。
第三级镜面及安装位置
04集成科学仪器模块
集成科学仪器模块为一个整体，是为韦伯望远镜提供电力、计算资源、冷却能力以及结构稳定性的框架，由粘结石墨环氧复合材料制成，附着在韦伯望远镜结构的底部，拥有四台科学仪器和一台引导摄像机。
集成科学仪器模块
（1）近红外摄像机是一种红外成像仪，光谱覆盖范围从可见光边缘（0.6微米）到近红外（5微米）波段，由10个400万像素CCD传感器组成，将作为望远镜的波前传感器，用于波前探测和控制活动。
近红外摄像机进行测试
（2）近红外光谱仪也将在相同波长范围内进行光谱分析。近红外光谱仪设计提供了3种观测模式：使用棱镜的低分辨率模式、R～1000多目标模式和R～2700积分场单元或长缝光谱模式。通过操作滤光片轮组件的波长预选机构来切换模式，并使用光栅轮装配机构选择相应的色散元件（棱镜或光栅）。
这两个机构均基于已有红外太空望远镜机构的成功技术和经验并经优化的结果。多目标模式依赖于复杂的微型快门机制，允许同时观察近红外光谱仪视野中任何地方的数百个单独目标，敏感器件由两个400万像素的CCD传感器组成。
近红外光谱仪
（3）中红外仪器将用于测量5-27微米的中长红外波段范围，包含1个中红外摄像机和1个成像光谱仪。中红外仪器有一套与近红外光谱仪类似的波长预选机构和光栅轮装配机构，温度不得超过6K，需要通过加装液氦冷却器实现如此低的温度。
中红外仪器使用的液氦冷却器
中红外仪器在测试中
（4）精细制导传感器、近红外成像仪和无缝光谱仪用于在科学观测期间稳定望远镜的视向，它们是两个用途完全不同的仪器，只是因为物理状态安装在一起而被称为一个组件或单元。
精细制导传感器属于科学仪器，测量既用于控制望远镜的总体指向，也用于驱动精细转向镜以实现图像稳定。近红外成像仪和无缝光谱仪模块是望远镜基础支持设施的一部分，用于0.8-5微米波段范围内的天文成像和光谱学分析。
精细制导传感器、近红外成像仪和无缝光谱仪
近红外光谱仪和中红外仪器采用星光阻挡日冕仪，还可用于观测太阳系外行星和非常接近明亮恒星的星周星盘等暗弱目标。
韦伯望远镜的集成科学仪器模块、指令与数据处理模块使用欧空局天缆式总线，负责在科学仪器和数据处理设备之间交互发送数据。
集成科学仪器模块框架结构
集成科学仪器模块
集成科学仪器模块电气缆线铺设
科学仪器组成完成后的集成仪器模块
韦伯望远镜在制造过程中遇到了哪些困难？它的关键科学目标是什么？将应用于哪些领域？下一期中我们将继续向您介绍，也预祝韦伯望远镜发射成功！
作者简介：李成智，北京航空航天大学人文社会科学高等研究院教授、博士生导师。
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