二十五年磨一剑，耗资超百亿美元的韦布望远镜终于升空
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史上最大的红外空间望远镜——韦布空间望远镜终于被发射升空。耗资超百亿美元，研制二十五年，韦布究竟有什么强大的本领，能够揭开什么秘密？本文带你了解韦布的特点，携带设备以及观测目标。韦布将在其漫漫征程中，有力地深化人类对于宇宙的了解。
撰文 | 王善钦
法属圭亚那当地时间2021年12月25日9点20分，即今天北京时间20点20分，举世瞩目的詹姆斯·韦布空间望远镜在法属圭亚那空间中心成功搭乘阿丽亚娜5号（Ariane 5）运载火箭升空。[1]
阿丽亚娜火箭带着韦布升空图。Credit：NASA/ESA/CSA
詹姆斯·韦布空间望远镜为James Webb Space Telescope（JWST）的标准中文翻译，以下我们简称其为“韦布”。韦布原名为“下一代空间望远镜”（NGST），为纪念詹姆斯·韦布（James E. Webb，1906-1992），相关机构于2002年将其改为现名。詹姆斯·韦布在1961-1968年担任美国国家航空航天局（NASA）的第二任局长，在其任职期间推进了著名的阿波罗登月计划。
从1996年形成概念到今天发射，韦布望远镜的论证与研发历经25年时间，期间相关部门多次推迟预计的发射时间，预算也随之不断疯狂膨胀。到发射前，它耗资已超100亿美元。经历无数艰辛与苦难，韦布望远镜终于被发射升空，开始了它的漫漫征程。
在这篇短文中，我们将简单介绍这个旗舰级的伟大望远镜的特点、仪器与观测目标。
至今为止最大的红外空间望远镜
韦布是至今为止最大的红外空间望远镜，其口径达到6.5米。作为对比，31年前升空的哈勃空间望远镜（简称“哈勃”）与预计在2025年升空的罗曼空间望远镜（简称“罗曼”）的口径都是2.4米（参见《100个哈勃：罗曼空间望远镜有多强？》）；2009-2013年之间运行的赫歇尔空间望远镜（简称“赫歇尔”）的口径则为3.5米。
成人身高、哈勃口径与韦布口径的比较。Credit：NASA
与哈勃、罗曼、赫歇尔不同的是，韦布的主镜面是由18块正六边形镜面拼接而成的：每块镜面的边长约为0.75米，面积约为1.4平方米，18块镜面的总面积为25.4平方米，拼接成直径约为6.5米的镜面。
韦布的采光面积比哈勃的大得多，但其镜片的重量却只有哈勃的一半，这首先因为韦布的主镜面用密度低的铍制成——就是初中化学就要背诵的“氢氦锂铍硼”中的“铍”。铍的密度仅为水的密度的1.85倍。其次，韦布镜坯背面大部分被挖空，这进一步降低了它的重量。
为了使镜片能够反射光，大部分望远镜都需要在镜片上镀一层反射能力强的金属。韦布上面镀的是 “土豪金”，这使得韦布的镜面看上去金光闪闪。黄金可以反射99%的红外线，且化学性质稳定。这些黄金涂层厚度仅为100纳米（0.1微米），总质量仅48克。
韦布的镜面不仅是拼接式的，还是折叠式的。因为它实在太大了，无法被装入发射它的火箭的内部。为此，工程师们将其设计为折叠伞一样的望远镜，先将主镜面与其他所有构件尽量折叠，等它进入轨道之后，再通过地面遥控的方式，将这些构件逐一展开。
由于其庞大的体量，即使被折叠起来，韦布依然高达10.66米，宽达4.5米。阿丽亚娜5号火箭的整流罩的高度为17米，直径为5.4米，二者完美匹配——这不奇怪，科学家和工程师们就是以“能够将韦布装进这款火箭”为目标，来设计折叠方案的。
可以看到更暗的天体，但未必比哈勃更敏锐
由于韦布的采光面积比哈勃大得多，一样的曝光时间内，韦布可以观测到比哈勃观测到的最暗的物体更暗10-100倍的天体。
韦布的大口径除了会使它更快搜集到遥远、暗弱天体发出的光之外，还可以确保其有足够高的分辨率。因为望远镜的分辨率与口径成正比，与接收的辐射的波长成反比。相比哈勃，韦布大部分时候观测的波长比哈勃观测极限波长更长，如果镜面与哈勃一样大，则其分辨率就低于哈勃的分辨率。
为了尽量克服这个问题，韦布的口径必须更大。它的口径是哈勃的大约3倍，当它观测的波长为哈勃观测波长的3倍时，二者的分辨率相等。不过，由于韦布的观测波长极限是哈勃的的12倍，在大部分情况下，特别是中红外范围的情形下，韦布3倍大的口径还是无法确保其分辨率可以与哈勃匹敌。所以韦布的官网在回答“韦布的分辨率会不会和哈勃一样好？”这个问题时，先是给出肯定的回答，然后紧接着说“不过是在近红外”[2]。
韦布镜面上的黄金薄膜会很好地反射红外线、红色光与黄色光，但会吸收蓝紫光与紫外线，这使韦布无法观测近距离天体的蓝紫光与紫外线。
不过，韦布可以观测到足够远的天体发出的蓝紫光与紫外线，这是因为它们发出的可见光与紫外线在膨胀的宇宙中穿行足够远后就被会被拉长为红外线——红移，从而被韦布探测到；这就等价于韦布探测到了这些远距离天体的可见光与紫外线。
因此，韦布观测红光与红外线时是正常的眼，在观测可见光与紫外线时则是一个远视眼。
太空中的一锤子买卖
天体发出的电磁波辐射中的大部分红外线在到达地球后会被地球大气吸收，为了观测到这些红外辐射，红外望远镜都必须发射到太空之中。
按照计划，韦布升空后，将用一个月时间让自己抵达距地球约150万千米处。说得更精确一些，韦布将大致围绕着日-地连线延长线上、距离地球150万千米的一个点运动，同时与地球一起绕着太阳公转。这个点被称为“日-地系统的第二拉格朗日点”。
必须说明的是，第一、第二与第三拉格朗日点实际上是欧拉（Leonhard Euler， 1707-1783）于1765年研究平面限制性三体运动期间发现的。1772年拉格朗日（Joseph-Louis Lagrange，1736-1813）发现了第四与第五个精确解。然而，后人把这五个精确解对应的位置都打包算到拉格朗日头上了（欧拉：老夫心里苦，老夫有话说，不过还是算了……）。
Jakob Emanuel Handmann画的欧拉画像。Credit：wiki
一部分文章说韦布（以及其他很多探测器）位于日-地系统的第二拉格朗日点，这种说法容易引起一定的误导作用，让人以为它始终处于日-地延长线上一个固定的点。这是不可能的。因为在这个点处，阳光都被地球挡住，会导致作为电源的电池帆板无法接收到太阳光。更重要的是，第一、第二与第三拉格朗日点在动力学上是不稳定的。
为了克服这个问题，人们让望远镜或探测器环绕着这个点做异常复杂的三维轨道运动[3]，既可以避免不稳定问题带来的无序运动，还可以让其接收到阳光。
从韦布升空后大约半小时开始，它将经历几百个操作与调试才可以进入正常运行状态，整个过程需要大约6个月，这期间只要有一个操作出现障碍，都会导致韦布死亡。这也正是韦布不断被延迟发射的原因之一：人们必须确保万无一失，才可以获得成功。
韦布展开构件的顺序：在升空后大约半小时，太阳电池帆板先展开，然后进行一系列操作，按顺序分别是通信天线展开，遮阳板展开，副镜展开，主镜面展开，最后整个望远镜到达第二拉格朗日点附近。Credit：NASA
乘坐航天飞机的宇航员对哈勃的几次维修都轰动世界。对于韦布而言，这种惊险刺激的景观不会出现，因为它与地球的距离实在太大了——是月球与地球的距离（38万千米）的约4倍，是哈勃与地球的距离（570千米）的约2700倍。
即使现在至未来十年还有航天飞机或类似的航天器，要维修这么远的望远镜，也是不可能的，更何况世界上已经没有航天飞机或类似的载人航天器。如果韦布在运行期间出现无法通过远程控制解决的故障，它就将死在冰冷的太空，成为有史以来最贵的太空垃圾。
韦布的主要仪器
韦布望远镜质量为6161.4千克（6.1614吨），装在质量为350千克的飞船内。望远镜脱离火箭并通过所有调试后，将用精密导星传感器定向。天体发出的辐射被主镜面反射后进入副镜面，再进入各仪器。
韦布的仪器有四个：近红外照相机（NIRCAM）、近红外光谱仪（NIRSpec）、中红外设备（MIRI）与近红外成像器与无缝光谱仪（NIRISS）。这些仪器的观测波长可以分为三大类：0.6-0.78微米之间的黄光与红光、0.78-3微米区域内的近红外辐射与3-28微米之间的中红外辐射。注意，中红外的极限是50微米。（此处的近红外与中红外的范围以 ISO 20473标准为准。）
〇 近红外照相机的观测波长范围为0.6-5微米。作为对比，哈勃上面观测波长最长的NICMOS的观测极限是2.4微米。这个仪器实际上可以探测部分可见光与中红外辐射。
〇 近红外光谱仪利用棱镜或光栅分解天体发出的光，将其分解为光谱。光谱是判断发光体的化学成分的核心手段。
〇 中红外设备包括中红外相机与中红外光谱仪，观测波长范围为5-28微米，是哈勃观测的极限波长的2到12倍。
〇 近红外成像器与无缝光谱仪用于观测0.8-5微米范围内的光谱。
遮阳伞与电冰箱
由于外来的热量与仪器自身工作时发出的热量，望远镜自身会有一定温度，并发射出红外线，这些强烈的红外线会污染望远镜收集到的来自天体的红外辐射。
为了阻止外来的热量，韦布的设计者为它设计了一个五层的“遮阳伞”，每层的厚度约等于头发丝的直径，宽度最大为4.57米，长度为16.19米，长与宽分别等于网球场的长与宽。
韦布的五层遮阳罩展开后的艺术想象图。Credit：NASA
每经过一层“伞”，就有大部分入射的辐射被隔绝，经过五层遮挡，仅有约百万分之一左右的辐射可以传到望远镜附近。这样的遮阳装置可以使整个望远镜系统的温度保持在绝对温度50 K（约-223℃）以下，这个温度对于韦布上的近红外仪器是足够低的。
但是，这个温度对于中红外设备而言还是太高了，它要低到7 K（约-266℃）才可以探测中红外辐射。为此，工程师们给它加了一个制冷机——压缩制冷剂使其液化，液化制冷剂蒸发带走热量，降低温度，但制冷剂自身几乎都还在制冷机内部。听上去它就像是一个电冰箱，其实它确实就是一个电冰箱。
地球上的电冰箱要知道自己有这么一个高端的兄弟，都要激动哭了。必须提到的是，哈勃上的NICMOS一开始用的是液氮，后来也用了这种类型的制冷机。[4]
上面说过，为了减轻重量，韦布的镜坯是用铍制造的。实际上，铍还有另外两个特性：比钢坚硬好几倍；在不同温度的环境切换时，变形非常小。后一种特性使韦布的主镜面可以在常温-低温切换时只产生非常轻微的变形。
韦布的探测目标：从远古宇宙、外星大气到太阳系内天体
作为红外望远镜，韦布探测的目标主要是一些天体发出的红外辐射。这些红外辐射有的是天体自身发出的红外辐射；有的则本来是一些紫外线或可见光，但却因为宇宙膨胀而成为红外线。如果以观测目标来分类，韦布将观测以下对象：
〇 一些正在形成的恒星系统。它们周围还残留着气体与尘埃构成的冷盘，盘内正在形成类似于地球与木星的行星，它们发出的辐射集中于红外波段。此前一些红外望远镜已对这些冷盘进行过观测。韦布的口径更大，因此在同样的波段上具有更高的分辨率，可以观测到这些冷盘的更多细节。
〇 第一代恒星与第一代星系。根据理论研究，第一代恒星与星系形成于宇宙大爆炸之后大约1-2亿年。它们与地球的距离极端遥远，它们发出的光，哪怕一开始是紫外线与可见光，在特别漫长的宇宙穿行的过程中，都会被拉长为红外线。
这些红外线无法被哈勃上的红外线相机探测到，但可以被韦布观测到，因为韦布可以观测的波长的上限是哈勃的12倍。正因为如此，人们常说韦布可以比哈勃看得更远。
韦布可以观测到红移超过20左右（15到30之间）、年龄约为2亿年（1到2.5亿年）时的宇宙。作为对比，哈勃最远观测到红移为10、年龄为4.8亿年时的宇宙（见下图）。这些观测极限距离是由观测波长决定的，不能通过扩大口径来达到。
〇 宇宙不同年龄时的各类星系。结合韦布对第一代星系的观测，这将给出星系演化的完整图景。
〇 银河系内、太阳系外的一些行星（系外行星）。韦布可以利用其上面的设备屏蔽这些行星的母恒星发出的光，从而直接拍摄到它们。
对于一些会遮挡母恒星的行星，韦布还可以捕获母恒星被行星大气折射后的星光，天文学家可据此分析出行星大气的化学成分，甚至确定行星上是否含有液态水，是否适合生物繁衍与进化——说人话，就是探索外星生命存在的可能性。
〇 太阳系内部的天体，尤其是一些位于海王星之外的暗淡而寒冷的矮行星与小行星。这些冷天体发出的光以红外线为主，正适合韦布。这些天体是太阳系的活化石，深入了解它们的性质，有助于人类更深入了解太阳系的起源。
〇 各种恒星或恒星残骸爆炸后产生的爆发现象。这些爆炸会发出大量红外线。特别是一些非常远的Ia型超新星，它们发出的大部分紫外线与可见光将被膨胀的宇宙拉长为红外线。韦布会配合大视场的罗曼望远镜观测它们，从而为确定远距离宇宙内的星系的距离、精确测量早期宇宙的演化模式提供重要依据。
韦布由NASA、欧洲航天局（ESA）与加拿大航天局联合负责投资与研制。和哈勃一样的是，韦布升空后由独立于NASA的空间望远镜研究所管理。
按照计划，韦布将在轨道上正常运行10年。即使不考虑此后每年可能上亿美元的运营费用，此前耗资已超过100亿美元的韦布，每一年观测都是用10亿美元烧出来的。
作为人类有史以来最昂贵、最强大的红外空间望远镜，韦布必将为全人类认识早期宇宙、第一代星系、第一代恒星、宇宙演化、太阳系外的行星、太阳系内行星等重要课题做出突破性的贡献。
我们祝愿它一路顺风，在未来的10年时间内为人类破解宇宙、外星球与太阳系起源等众多秘密做出辉煌的贡献。
韦布的官方海报。Credit：NASA/JPL-Caltech
注：
[1]法属圭亚那空间中心位于南美洲东北海岸线的库鲁（Kourou），面向大西洋，纬度为北纬5度，非常有利于火箭发射，因此素有“欧洲空港”之称。
[2]原文为“but in the near infrared”，
见：https://www.jwst.nasa.gov/content/about/faqs/faq.html#sharp
[3]这样的轨道被称为“晕轨道”。此处“晕”本来与“日晕”、“月晕”这些概念有关，应该念作“运”；但是你要是感觉这概念让你有点晕，那也不妨念为“晕倒”的晕。
[4]事实上，“（超）低温液体直接蒸发降温”代表了空间望远镜的另一种制冷模式。特别是液氦，它的直接蒸发，可以将仪器的温度降到1-2 K甚至0.1 K左右，使仪器可观测几百微米甚至厘米波长的辐射。由于韦布不需要观测那么长的波长，因此也不需要用这种模式制冷。
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