威廉·赫歇尔望远镜（William Herschel Telescope，WHT）是一架口径 4.20米（165英寸）的光学/近红外线反射望远镜，座落在西班牙加那利群岛的拉帕尔马岛的穆查丘斯罗克天文台。这架望远镜已威廉·赫歇尔的名字命名，是牛顿望远镜群组的一部分。它的经费来自联合王国、荷兰和西班牙的研究理事会。
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“赫歇耳望远镜”和“WHT”均重定向至此。关于赫歇尔太空望远镜，请见“远红外线太空望远镜”。关于威廉赫歇尔用的望远镜，请见“40英尺望远镜”。关于其它用法，请见“WHT (消歧义)”。| 威廉·赫歇耳望远镜 | |
|---|---|
 在云海之上的WHT圆顶 | |
| 基本资料 | |
| 组织 | 牛顿望远镜集团 |
| 位置 | 穆查丘斯罗克天文台、拉帕尔玛岛、加纳利群岛 |
| 坐标 | 28°45′37.7″N 17°52′53.8″W |
| 波长 | 可见 / 红外 |
| 建筑 | 1987年6月1日完成 |
| 启用 | 1987年6月1日 |
| 望远镜型式 | 卡塞格林-纳兹米反射 |
| 口径 | 4.2m |
| 集光面积 | 13.8m2 |
| 架台 | 经纬仪 |
| WHT Homepage | |
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[编辑维基数据] | |
在1987年兴建之初，WHT是世界第三大的单镜片望远镜 [note 1][1][2]。目前，它是欧洲第二大的望远镜[note 2]，并且是格拉·帕森斯（Grubb Parsons）在其150年的历史中，建造的最后一架望远镜。
WHT配备有种类繁多的仪器以在可见光和近红外的波段下运作，专业天文学家利用它从事广泛的研究。天文学家使用这架望远镜发现银河系中心超大质量黑洞的第一个证据（人马座A*），并且对伽玛射线暴进行了第一次的可见光观测。
历史
WHT的构想开始于1960年代末期，当时3.9米（150英寸）的英澳望远镜才刚开始设计。英国的天文社群认为北半球也须要有相同威力的望远镜。尤其是，卓瑞尔和马拉德天文台都在英国，迫切需要有光学望远镜进行无线电巡天有趣来源的后续观测[3]。
AAT在1974年全部完成，在这个时间点，英国的科学和工程研究理事会开始规划位于北半球的三组望远镜（现在称为以撒·牛顿集团望远镜，Isaac Newton Group of Telescopes ，ING）。这些望远镜是1.0米（39英寸） （现在成为 雅各斯卡普坦望远镜）、2.5米（98英寸）的以撒·牛顿望远镜，它现在座落在赫斯特蒙苏城堡，和一架4米等级的望远镜，而最初的规划是4.5米（180英寸）[3]。新的位置选择在在加那利群岛的拉帕尔马岛上，海拔高度2,344米（7,690英尺），也就是现在的穆查丘斯罗克天文台。这个专案由格林尼治皇家天文台（RGO）主导，并且负责望远镜的经营与管理，直到1998年天文台关闭，才将控制权转移给独立的ING[2][4][5]。
在1979年，4m镜因为预算膨胀而濒临做废[3][6]。组成了一个被称为虎队小组的评审委员会[7]以降低成本，重新设计使价格标的成本下降45%。1979年£18M降至£10M，等同于1984年从25M降至15M，节约主要来自减缩望远镜的焦长 －允许使用较小的圆顶－ 和将非必要的功能移出圆顶，转向一种简单（因而更加便宜）的矩形附件[7]。在同一年，以撒·牛顿望远镜已经迁移至穆查丘斯罗克天文台，成为第一架以撒·牛顿集团望远镜。在1981年，荷兰科学研究组织（Netherlands Organization for Scientific Research，NWO）买了这个专案20%的股份，使WHT成为势在必行。那一年正是威廉·赫歇尔发现天王星的200周年，因此决定将望远镜命名为威廉赫·歇尔望远镜以示尊荣[3]。
望远镜由格拉·帕森斯公司制造，是这家公司150年历史中制造的最后一架望远镜[7][8]。制作工作于1983年在Newcastle-upon-Tyne开始，于1985年运到拉帕尔马[3]（其他两架以撒牛顿集团的望远镜于1984年开始运作[2]）。WHT在1987年6月1日开光[3]，当时它是世界第三大的光学望远镜[note 1][1]。望远镜的总成本，包括圆顶和当初套件中所有的仪器，是1,500万英镑（在1984年相当于2015年的4,200万英镑[9]）；仍在考虑一次通货膨胀的预算范围内[note 3]。
设计
这架望远镜的主镜是直径4.20米（165英寸）、f/2.5的欧文斯-伊利诺斯微晶陶瓷玻璃（Cervit），一种零膨胀的玻璃-陶瓷，由格拉·帕森斯公司磨制[10][2][7]。镜胚是1969年为制造AAT、CFHT和布兰科望远镜而铸造的四片之一，十年后被WHT购买[8]。主镜是固体的，并且没有变薄，所以没有主动光学的需求[10]，然而它的重量高达16.5公吨（16.2长吨）[7][11]。一套60个气压缸作为支撑主镜的镜像支援细胞 [7]，即使在最极端的位置（以望远镜指向地平线，所以镜子是垂直的），镜面形状的改变也只有50纳米（2.0×10−6英寸）[2]，在正常操作过程中的变形会更小许多。
在最常见的配置中，次镜是直径1.00米（39英寸） 微晶玻璃（德国制的Zerodur）的里奇-克莱琴双曲面镜，形成f/11、视野15弧分的卡塞格林系统[10][2][7]。额外的平面折叠镜允许使用两侧的任何一个内氏平台，或卡塞格林折叠站，每个的视野都是5弧分[10][2][7]。这架望远镜有时会使用广视野的主焦点结构，在这种情况下，次镜会被移除，取而代之的是三元件的场校正透镜，提供f/2.8、有效视野等同60弧分（40弧分无晕影）的视野[10][7]。当在夜间观测时，卡塞格林和内氏焦点的转换只需要几秒钟的时间；但是主焦点和次镜的切换是件大事，必须在白天进行（这两者需要架台的进退）[2]，大约需要30分钟的时间[7]。
有计画在未来加入库德焦点，以提供另一架望远镜作为光学干涉仪[7]，但这永远不可能完成。一个切割f/35次镜用于红外线观测的计画，也因为重新设计以节约成本的考量，而永远不会实现[7]。
光学系统的重量是79,513千克（78.257 long ton），安放在经纬仪的架台上，需要移动的总重量（加上仪器）是186,250千克（183.31 long ton）[1]。1970年代的BTA-6和MMT展现出可以经由经纬仪取代赤道仪的设计，可以大幅降低重量和成本的比例。然而，经纬仪的设计需要电脑持续的控制，对每个焦点的场转动进行补偿，结果是驱动马达不能维持恒星运动，而在天顶有0.2度径度量的死角（盲点）（驱动器在每个轴的最大速度是每秒一度）[2][7][12]。架台的平衡做的非常平顺，在驱动马达被启动之前，只要用手就可以移动160长吨（160,000千克）的组合[2]。当导星的回馈线路被启动时，架台的绝对指向精度达到0.03角秒 [7][12]。
这架望远镜座落在由布里坦钢铁 承制的洋葱形 21米（69英尺）钢结构穹顶内[2][7][13]。望远镜的架台座落在混凝土闸墩的旋转中心，距离地面上升湍流13.4米（44英尺）高的边界层之上，以提供望远镜较佳的视宁度[2][7][13]。几个上下宽达6米的风盲快门是传统控制热的换气扇，还有能力35-公吨（34-长吨）的起重机（用于移动主镜以便进行再镀铝）都已纳入[13]。快门的大小和形状允许观测在地平线上12°的目标[2]，这对应于4.8的气团。安装在三层楼高的圆柱建筑物顶端的圆顶，移动的总重量是320公吨（310长吨）[13]。为了减低风应力和在恶劣的冰雪天气下可以支撑它本身的重量[2]，圆顶和望远镜在静止时，是分别安装在各自独立的地基上（向下20米（66英尺），座落在火山玄武岩）[2]，以防止圆顶旋转和风应力的振动对建筑物和望远镜指向性的影响[7]。
圆顶附有三层楼的举行建筑，容纳望远镜控制室、电脑室、厨房等[2]，圆顶内几乎不需要有人在内，这意味著环宁能保持得非常稳定[2][13]。这样的结果是WHT可以获得完美的穹顶宁度 [14]。这栋建筑物还设有一个CCD实验室和再镀铝设备。因为WHT是穆查丘斯罗克天文台最大的单镜片，所以它的镀铝工厂的真空容器大到足以容纳这座高山上任何其他望远镜。其结果是，所有其它的望远镜都使用WHT的工厂为他们的镜片重新镀铝[15]（除了自己有工厂的加那利大型望远镜。）。
操作
这架望远镜的架台是经纬仪，镜片的解析力在理论上可以达到0.2角秒以下，但是拉帕马当地的视宁度通常只有1角秒。
威廉·赫歇耳望远镜为一架竞争型的研究望远镜，接受一般望远镜多三倍的工作量。著名的发现包括在银河系中心膨胀气体的炙热气泡、暗示超大质量黑洞的存在、第一个观测到伽玛射线暴的可见光源；最近的则是发现沃尔夫-拉叶星有著已知最快速的恒星风。
相关条目
注解
参考资料
外部链接
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