天文学的发展历程在各个历史阶段一般代表了人类文明中最高的成果与辉煌．为了满足天文学研究的极致追求，国际上先进的天文观测设备在各个历史阶段往往也代表了当时的极限科技水平．2021年12月25日13时15分(美国时间，北京时间12月25日20时15分)，耗资100亿美元的美国宇航局的詹姆斯·韦伯太空望远镜，在法属圭亚那库鲁基地成功发射升空[1]，该望远镜在一定程度上代表着当前人类最高科技工业水平．我国500 m口径球面射电望远镜(FAST) 2016年在贵州成功落成[2]，是近年来射电天文最引人瞩目的成就之一，极大地促进了射电望远镜的发展，是目前世界上最大的单口径射电望远镜．与光学天文和光学望远镜相比，射电天文及射电望远镜仅有不到百年的发展历史．在这期间，射电领域的发展极为迅猛，射电天文科学的目标和需求也逐渐提高，对射电望远镜的要求也将更为严格，尤其是在望远镜结构上，一直在寻求突破．本研究对射电望远镜的发展进行概括，并选取经典射电望远镜来介绍结构设计上的发展和突破．1 射电望远镜发展趋势自1931年Jansky发现射电信号、1937年Reber建立第一台射电望远镜并验证了Jansky的发现后，人类的探测不再限于可见光波段，而是开启了一个新的观测窗口，即波长覆盖0.1 mm~10 m的射电窗口．射电天文从此快速发展，很多射电望远镜开始建立，观测成果层出不穷，其中类星体[3]、脉冲星[4]、宇宙微波背景辐射[5]和星际有机分子[6]被并称为20世纪60年代射电天文学的四大发现．这些科学发现都是由早期工作在厘米波和米波这些较长波段的射电望远镜观测得到和证实的．早期射电望远镜虽然工作在较长波段，但它们的一些经典结构设计被后来以至现在的很多望远镜采用．由于观测发现大部分星际分子的纯转动跃迁的一系列谱线强度峰落在毫米波和亚毫米波段上，因此毫米波和亚毫米波射电天文迎来了巨大发展[7-8]，科学家们也需要更大口径、更高精度的射电望远镜来进行这些波段的观测．望远镜会受重力、温度和风等自然因素的影响而发生变形，使精度变差，最终导致天线效率降低[9-10]，从而不能满足更高科学目标的观测需求．早期射电望远镜的结构设计受制于当时条件，其主要目标是保证整体结构的刚度，无法突破结构的极限并同时提高望远镜的精度和口径．自1961年Von Hoerner 提出天线保型设计[11-12]，射电望远镜突破了重力极限，这意味着相同波段可以建造更大口径的射电望远镜，而同等口径下望远镜将能在更短的波段进行观测．由于水蒸气和氧分子对射电波段的高频段有很强的吸收作用[13]，因此高精度的毫米波和亚毫米波望远镜往往建立在高海拔、低水汽的极端环境中，但温度、风对这类望远镜的影响往往更加显著，仅通过结构的保型设计是远远不够的，还须采用其他技术对反射面变形和天线指向进行调整补偿，以提高望远镜的精度，使其能够在要求的波段正常观测．而对于大口径的亚毫米波望远镜，则需要更加先进的技术才能满足其极高的精度需求．2 早期单口径射电望远镜二战后射电天文快速发展，1951年3月Ewen 和 Purcell第一次观测到了中性氢21 cm谱线[14]，并在不久后由Muller和Oort[15]证实．基于这项发现，1956年开始运行的荷兰Dwingeloo 25 m和德国Stockert 25 m射电望远镜观测波段都包含21 cm，它们在银河系、星际介质、河外星系及类星体等天体源的研究做出了重要贡献[16-18]．作为最早建立的一批大型射电望远镜，初始均采用主焦式光学设计，表面精度分别为1 cm[16]和5 mm[17]．1974年经过升级的Dwingeloo 25 m望远镜，结构上最大变化是用四支杆代替主桅杆来实现接收装置的支撑，表面精度和指向精度都有所提高[19]．该望远镜和1966年升级为卡塞格林式系统的Stockert 25 m射电望远镜，都采用了金属网状主反射面来减小自重和风扰动引起的变形，并采用了经典的俯仰-方位结构等；主要区别之一是完全不同的方位驱动系统，而这两种方位驱动系统结构是后来很多射电望远镜方位结构的原型．Dwingeloo 25 m望远镜采用轮轨式方位系统，即通过方位架底部中心的驱动装置使外侧的四个滚轮沿圆周轨道滚动，以改变望远镜的方位．方位载荷分布在这四个滚轮及圆周轨道中心直径2.5 m的中枢轴承上，此外中枢轴承还承受了一半的垂直载荷[20-21]．这些滚轮受到驱动时只会沿着轨道运动，而不在切向和径向产生相对滑动．风会使望远镜结构发生摆动和绕方位轴或俯仰轴转动，Dwingeloo抵抗风载会在结构上引起倾覆力矩(M)，轮轨式结构通过平面上的反作用力(H)来抵抗，相当于是用四个滚轮形成的分段式转盘轴承来传递载荷．轮轨结构对轨道的平整度、圆度及基座的平整度都有很高的要求[22]．这种方位驱动系统适用于各种口径的射电望远镜，后来被很多大型射电望远镜采用，如意大利撒丁岛64 m射电望远镜(sardinia radio telescope，SRT)[23-25]、美国绿岸110 m射电望远镜(green bank telescope，GBT)[26-27]、德国Effelsberg 100 m射电望远镜[28-30]、上海天马65 m射电望远镜(TianMa，TM)[31]等．Stockert 25 m望远镜是建立在一个圆锥形混凝土塔座上，俯仰-方位结构的布局十分紧凑．其方位的变化是通过中心立轴的转动来实现的，通过两个轴承的水平反作用力可以抵消风引起的倾覆力矩，从而使望远镜系统保持稳定[21]．这种位于圆锥混凝土塔座上，并采用一个中心方位转盘驱动轴承的转台式座架结构，也被后来的澳大利亚Parkes 64 m[32-33]、毫米波射电天文研究所在西班牙的30 m毫米波望远镜 (Institut de RadioAstronomie Millimétrique 30-m telescope，IRAM 30-m)[34-35]等多个望远镜采用．3 望远镜结构保型设计3.1　天线保型为了减小望远镜在自重下的变形，早期大型射电望远镜都采用刚性设计．然而当望远镜工作在更短波段或者拥有更大口径时，重力和温度的影响更加明显，刚性设计将无法同时满足精度和口径的要求．Von Hoerner[11-12]提出了望远镜重力极限、温度极限和应力极限三大自然极限．应力极限与望远镜所采用材料的最大强度有关，而与波长无关，目前还远不能突破此极限；通过给望远镜覆盖保护涂料、加保护罩等可以突破温度极限；而重力极限会导致天线从天顶转向水平方向时反射面变形增大，这一极限值与结构所用材料有关．重力极限是射电望远镜急需突破的关键点．Von Hoerner推导出望远镜结构的重力极限变形公式δg=ρD2/E，(1)式中：ρ为密度；E为弹性模量；D为望远镜口径，即重力作用下天线结构的变形与其口径和质量的乘积成正比，与刚度成反比．定义变形是最短观测波长λ的1/16，即δg=λ/16，根据式(1)可得到满足此重力变形下对应的波长(λg)与D的关系λg≈5.3K(D/100)2，(2)式中K是与材料有关的系数，一般取值1.2~1.8．为了突破重力极限，Von Hoerner提出四种方法，其中保型设计是最适用于大型射电望远镜的方法，保型设计允许结构产生不影响性能的变形，就是使天线在重力作用下发生变形后仍能保持原来的形状，比如抛物面天线变形后其主面仍是原来面的同族抛物面，一般通过结构设计和优化使天线的俯仰结构为主面提供等柔度支撑来实现保型[36]．天线结构保型一经提出，很多大型射电望远镜采用不同的俯仰结构设计来达到天线保型，其中伞状支撑结构和四点支撑结构是典型的两种设计．3.2　伞状支撑结构Effelsberg 100 m射电望远镜是将保型设计成功应用到其结构上的第一个案例．图1是Effelsberg 望远镜经过升级后的全貌[37]，它采用轮轨式方位结构．根据口径和波长的关系(式(2))，100 m口径望远镜的最短观测波长约是70 mm，而该望远镜在运行1 a后稳定工作的最短波长为28 mm[29]，后续经过其他调整甚至可以进行3 mm波段的观测[30]，远远突破了重力极限．Effelsberg望远镜在观测脉冲星[38-39]、银道面[40-43]及邻近星系的射电连续谱[44]等很多科学观测上硕果累累．10.13245/j.hust.239104.F001图1Effelsberg 100 m望远镜图1中望远镜的方位系统为上节中提到的轮轨式，俯仰结构则被分为背架和俯仰架两个独立的子系统[29]．图2是Effelsberg 100 m望远镜整体和部分结构示意图．俯仰架是一个八面体结构，如图2(c)所示；背架通过倒立的伞状结构(图2(b))连接到俯仰架的两个点上，即图中的M点和N点，因此背架的质量首先传递到这两个点上．由于主面和背架是旋转对称的，传递到这两个点的载荷就可以通过俯仰架对角线上的杆件传递到俯仰轴承上，俯仰结构也通过俯仰轴两端的结构与图2(d)的方位架连接．显然背架的质量载荷是绕了远路才传递到俯仰轴承上，从力学角度来看，这种设计避免了俯仰轴承上的大载荷作用在反射面面形上，也即消除了背架对俯仰轴承的直接影响，望远镜的背架因此具有极小的质量[21]．从图2也可以看出：副面的四脚支撑结构是通过一个额外的过渡结构连在俯仰架八面体的上半部分，不与背架和反射面接触，这种设计减小了副面支撑结构对主面的直接影响，从而使反射面的变形更加均匀．以上设计特点是对称，达到了等柔度支撑效果．10.13245/j.hust.239104.F002图2Effelsberg 100 m望远镜整体和部分结构示意图Effelsberg 100 m望远镜的伞状支撑结构高度对称， SRT 64 m[23,25]和我国2020年底建成的武清70 m射电望远镜同样采用了这种伞状支撑结构．3.3　四点支撑结构随着低温冷却接收系统尺寸的增加，更多望远镜选用双反射系统(如卡塞格林式、R-C系统)．在这些系统中，望远镜的最终焦点位于主面顶点附近，因此通常要在主面顶点后放置接收机装置来收集信号，这基本排除了伞状支撑结构，因为它限制了主反射面顶点后方的空间，尤其对于口径较小的望远镜．故这类望远镜采用四点支撑结构[21,45]，即将背架的载荷分布到俯仰架的四个点上，避免了背架载荷直接传递到俯仰轴承，也为接收装置留下足够的空间．IRAM 30-m毫米波望远镜是卡塞格林系统，其俯仰结构就采用了四点支撑设计，方位转动部分由混凝土塔支撑，是转台式方位结构，如图3所示，它的整体结构外部都覆盖着隔热层，能够减小一部分风和温度的影响，使望远镜能够在极其恶劣的环境中正常工作[46]．图4为该望远镜俯仰结构简图[21]，俯仰架是由方盘和平衡重支臂组成的轭形结构，方盘四角各有一个锥体，使方盘向上形成一个直径为14 m的圆盘，背架与圆盘边缘的20个点连接，使连接点具有相同刚度，从而使结构实现保型[35]．这种支撑方式在主面顶点后面的位置为接收机舱留下了足够的空间．由于俯仰结构不同，IRAM 30-m的副面支撑结构也区别于Effelsberg，是直接与背架连接．经过测量调整，IRAM 30-m的最终面形精度约50 μm，使它可以在1 mm附近的波段工作，并在0.87 mm进行了测试[46]．基于良好的望远镜性能，IRAM 30-m主要用于研究银河系和附近星系中正在形成的恒星，以及已知的年轻宇宙中最远的星系等．10.13245/j.hust.239104.F003图3IRAM 30-m毫米波望远镜10.13245/j.hust.239104.F004图4IRAM 30-m望远镜俯仰结构简图很多望远镜都采用了这种能为接收装置留下足够空间又保证天线精度的四点支撑设计，有如英国多天线微波连接干涉仪网(multi-element radio linked interferometer network，MERLIN)中口径 32 m[21]的射电望远镜、口径50 m的大型毫米波望远镜(large millimeter telescope，LMT)[48]等．4 天线反射面变形补偿天线结构保型设计在望远镜的设计阶段和建设运行之前，是保证天线精度的基础．对于工作频段较低的望远镜，精度要求不十分苛刻，仅通过结构的保型设计就可以满足其需求．但对于毫米波和亚毫米波望远镜而言，重力、温度、风等因素的影响更加显著，单独的结构保型设计远远达不到严格的性能指标，因此须借助其他手段对反射面变形进行调整，来补偿这些因素引起的变形，最终使望远镜性能达到工作指标．4.1　天线变形被动补偿技术IRAM 30-m 毫米波望远镜结构覆盖的隔热层就是对望远镜变形进行被动补偿的一种方式，通过温度控制使望远镜主要结构之间的温差不超过1 ℃[49]，并经过有限元分析和持续调整[47,50]，极大减小了温度对面形的影响，即使在极低温度环境下望远镜也能正常观测．中国科学院紫金山天文台德令哈13.7 m毫米波望远镜[51-52]工作在全封闭的天线保护罩内，望远镜几乎不受风的影响．对于日晒引起的天线罩内温度梯度作用在结构上造成指向偏差，该团队对塔架支腿包裹隔热材料，有效减小了望远镜结构之间温差对指向的影响[53-54]．中国科学院紫金山天文台计划在南极Dome A建立的5 m太赫兹望远镜(DATE5)[55-59]将工作在200~350 μm波段．Dome A作为地球上最冷、最干燥、最安静的台址之一，为太赫兹波段的观测提供了极为优良的条件．DATE5采用斜轴式结构，即斜轴与方位轴的夹角为45°，更便于将望远镜整体结构放置于封闭式的保护罩中，避免在极低温度下容易产生霜冻从而影响望远镜的运动，并为接收机和驱动电机等装置提供更好的工作环境[60]．另一方面，DATE5背架将采用耐低温、刚度高、密度小的碳纤维复合材料，主面采用铝蜂窝三明治材料，这也使望远镜受温度的影响变小[61-62]．加州理工学院10.4 m亚毫米波望远镜(CSO)[63-65]、亚利桑那州10 m亚毫米波望远镜(HHT)[66-67]及15 m麦克斯韦亚毫米波望远镜(JCMT)[68-69]是将望远镜放置在可开放的保护罩中，降低了温度和风等因素的影响．但对于高精度的单口径射电望远镜而言，被动补偿提高精度的作用有限，要想达到更高精度还须结合反射面的主动调整，而现有的亚毫米波望远镜也都采用了主动调整手段[70-73]．前面提到的Effelsberg 望远镜也在2006年装配了精度优于60 μm的主动副面[74]，提高了指向精度．此外，对Arecibo 300 m和500 m口径球面射电望远镜(FAST)这类超大口径的望远镜而言，保护罩和隔热层成本过高且不太切合实际，反射面主动调整技术就成了必不可少的手段．4.2　天线反射面主动调整大型射电望远镜一般采用分块拼接镜面，镜面下面会装有多个促动器，主动调整就是通过调节促动器来调整主反射面，称为主动面调整技术[75-76]．一般是通过激光跟踪仪[77]、摄影测量[78-80]、全息测量[81-82]等测量手段对天线表面进行检测，将得到的实际面变形信息进行处理得出面板调整量，再通过主动面控制系统来控制不同位置的促动器进行机械运动，精细调整每块面板的位置，修正天线反射面面形[83]．上海TM 65 m望远镜全方位可动，工作波段覆盖从7 mm~21 cm的8个波段，因此反射面的整体精度须优于0.3 mm．它的主面由1 008块扇形面板拼接而成，共分布1 104个高精度促动器，连接在背架上[84]，每个促动器有四个固定装置将相邻的四个面板的四个角固定在一起，再通过主动面调整系统控制这些促动器进行上下移动来改变面板的位置，从而补偿跟踪天线观测中反射面的重力变形．其中促动器的定位精度可达15 μm，仅相当于人类发丝粗细的一半左右[31]．此外，副面装有六杆调节机制，用于补偿俯仰角变化引起的副面位姿和主面焦点的偏移[85-86]．通过全息测量[87]和调整，该望远镜的主面精度能达到0.19 mm[88]．凭借其高灵敏度和宽频率覆盖范围等优势，TM 65m望远镜将在分子谱线、脉冲星和VLBI天文观测研究中发挥极其重要的作用[89]．FAST是目前世界最大单口径射电望远镜，它的工作频段在70 MHz~8.8 GHz，主要科学目标有探测宇宙中的中性氢、脉冲星、星际分子等[2,90-91]．其台址完美利用贵州喀斯特地形，将望远镜放置于大坑洼中[92]．主反射面由索网式背架支撑，索网由主索网和下拉结构组成，每个主索点都伸出一根径向下拉索与促动器连接，通过主动控制固定在地面上的促动器来调整下拉索对主面的支撑，使得反射面在不同区域形成口径300 m的瞬时抛物面，从而实现不同方位俯仰的观测，且能通过连续变位来进行跟踪观测[93-96]．此外，馈源支撑摒弃了传统的纯机械技术，采用创新的光机电一体化的索拖动，通过六根百余米的钢索将接收机的馈源舱拖到焦点处，再进一步通过馈源舱中的Stewart平台来精准调整馈源位姿以实现与主面的匹配[97-99]．FAST的馈源支撑重量只有30 t，且精度和稳定性高，若采用Arecibo望远镜的馈源支撑方法，结构质量将达到万吨级[100]．利用地球上最大最圆的喀斯特洼坑作为望远镜台址、主动球反射面、光机电一体化馈源索支撑是FAST 工程的三大创新点[2]，下拉索也是在望远镜上首次使用．FAST从建成到现在的5 a时间已观测到上百个脉冲星，在快速射电爆的研究上也有重大进展[101]，未来可期．LMT是目前最大的单口径毫米波望远镜，工作波段是0.85~4.00 mm[102]．除了在结构表面覆盖隔热层来被动补偿一部分温度变形，它还采用子桁架支撑的高精度主动控制组合面板，如图5所示[103-104]，将多块面板与基板连接后通过面板调节装置固定在子桁架上，组成一块组合面板．整个主反射面共180块组合面板，每个子桁架由4个独立的促动器控制，通过计算机和促动器的主动控制系统来调整反射面，最终实现70 μm的表面精度[105-107]．由于风载对工作在高频段的望远镜指向的影响十分显著，LMT若添加天线罩将会增加巨大的成本，因此它一方面使天线结构刚度足够强，另一方面采用柔性体补偿技术[108]，通过安装在方位架上接近俯仰轴承附近的倾斜仪测量望远镜结构绕方位轴或俯仰轴转动产生的变形，将这些测量数据作为有限元模型的输入，根据计算结果对指向进行校正，最终实现在风速10 m/s条件下指向精度小于1"的指标．10.13245/j.hust.239104.F005图5实验室中LMT主面一子桁架组合面板组装LMT望远镜采用的子桁架结构支撑组合面板在提高了面形精度的同时减少了促动器的数量，但也增加了反射面结构的复杂度，因此这种方法更适用于大型亚毫米波望远镜．4.3　大型高精度亚毫米波天线变形校正技术设想对于单口径亚毫米波天线而言，为了提高其灵敏度和空间分辨率，天线口径需求日益增大；但现存的亚毫米波单天线望远镜口径较小(10~15 m)，因此分辨率和灵敏度低．同时大部分亚毫米波望远镜天线视场小，大天区巡天能力弱．这导致了亚毫米巡天能力和结果远远落后于其他主要天文波段，是天文领域长期的短板和空白．为了弥补这一空缺，美国25 m康奈尔大学加州理工学院阿塔卡马望远镜(CCAT)[109]、欧洲50 m级望远镜(AtLAST)[110-111]、日本50 m级望远镜(LST)[112]等大型亚毫米波天线的建设计划应运而生．近年来，我国的亚毫米波研究群体也提出60 m级亚毫米波望远镜计划[113]．这些亚毫米波大型单天线望远镜具有高灵敏度及大视场快速巡天的优势，未来建成后将与国际最先进的阿塔卡马大型毫米波天线阵列(ALMA)等优势互补．当前，高精度的亚毫米波望远镜(JCMT，CSO等)多采用主动面技术校正重力形变和热形变[70]，然而更多局限于校正重力影响下的主面板形变．受限于当前波面实时测量技术瓶颈，现有的主动面技术在校正高精度天线受风载、温度影响引起的波前差时发挥的作用非常有限．此外，已有的亚毫米波天线口径较小，它们都采用天线保护罩来降低风对结构的部分影响．但加天线罩对大型亚毫米波望远镜而言成本过高，因此须采用其他方法和技术．风扰动造成的结构摆动目前只能用加强天线结构刚度的方式来减小；通过天线伺服控制系统补偿绕轴转动的变形对控制算法和电机要求都很高，已提出的PID控制、LQG控制和H无穷控制等控制算法[114-116]在高频段望远镜上的工程应用较少，大部分都是仿真分析，尤其是对于大型亚毫米波望远镜，不仅要能有效提高天线抗风扰能力，还需要有能匹配上控制算法的天线机械性能和控制性能[117]，但目前还没有能够成功应用的技术．要满足大口径高精度亚毫米波望远镜的指标要求，有效减小温载、风载等因素造成的变形，必须在方法与技术上有新的突破．亚毫米波自适应光学被认为是突破该极限有效手段，本团队在国内较早开展该技术的研究，目前已取得重要进展．5 结语早期大型射电望远镜采用的俯仰-方位结构、轮轨式和转台式方位系统等都是为后来望远镜所沿用的经典设计．受限于当时的科学技术水平，望远镜无法有效克服重力、温度等自然因素的影响，只能工作在较低频段．保型设计的提出让射电望远镜突破了重力极限，使大口径的望远镜也能具有高精度，其中伞状支撑和四点支撑结构是两种有效实现保型的设计．对于工作在更短波段的毫米波和亚毫米波射电望远镜，温度、重力和风等因素的影响更加显著，仅通过结构保型设计无法满足精度要求，因此采用了隔热层、保护罩等被动方法及主动面控制等技术来补偿反射面变形，而高精度望远镜往往会结合被动和主动技术．天线结构摆动和绕轴转动是风载引起的高精度望远镜的两种主要变形，前者目前主要是通过增加天线结构刚度来减小影响，后者则需要高性能天线伺服控制系统来校正．要实现大型亚毫米波望远镜的精度要求，还需要更加先进的技术和方法，其中亚毫米波自适应光学将是主要手段．