中造全球最大望远镜 解密哈勃望远镜是什么原理？究竟能看多远(2)

　　限制望远镜能力的原因有两个，一个比较明显，一个比较微妙。

　　明显的原因是：虽然哈勃的主反射镜直径达到了 2.4 米，但它收集光子的能力仍然会受限制。因此即使长时间曝光 23 天，也只能看到最遥远距离上那些非常明亮的星系。

　　微妙的原因是：我们看得越远，天体光的红移就会越明显。而这一点非常有意思。

　　图片来源：NASA、ESA、R. Bouwens 以及 G. Illingworth （加州大学）

　　大部分最年轻、最炽热、最明亮恒星发出的光线，人眼是看不到的，因为它们实际上是紫外线。

　　但宇宙在膨胀，星系在远离。这意味着来自遥远恒星和星系的光子，在到达地球的过程中会发生红移，它们的波长会被拉伸。

　　当我们看到一个明亮、遥远的红色星系时，可以通过比较它在蓝、绿、红和（近）红外光上的相对亮度，来估算它的红移程度，但这也只能估算。如果想知道它真正的红移值，并通过哈勃定律来获知它的距离，就需要测量一些更为确定的东西。

　　幸好宇宙各处原子的物理特性、原子跃迁的特点是一样的。假如我们能够测量来自天体的发射线光谱（取决于星系的类型，也可以是吸收线光谱），确定元素的成份，就能够以一种非常直接的方式进行计算：

　　•它的红移，

　　•它的距离，

　　•它发光时宇宙的年龄。

　　在原子跃迁过程中，最强、最易见的恒星或星系发射线来自氢，它在紫外（莱曼系）、可见光（巴尔莫系）或红外（帕邢系）波段上都能够进行跃迁。

　　但是这些谱线——以及它们的波长——是在这些星系的静止坐标中进行计算的。随着宇宙的膨胀，这些波长会产生极大的红移。最强烈也最容易辨识的跃迁，也就是通常发生在 121.567 纳米波段上的莱曼-阿尔法跃迁，也会产生不可思议的偏移。在一个例子中，红移后的莱曼-阿尔法谱线波长接近了 540 纳米。

　　哈勃上最新、最强大的相机——3 号广域相机使用的滤镜可以观测到 1700 纳米的波长。因此理论上我们可以看到红移值达 12 或 13，即相当于宇宙年龄只有当前 3% 时的天体。但不幸的是，我们在进行深空观测时并没有使用这些红外滤镜。为了捕捉到更多的光，我们使用了广域波段滤镜。在这个波段上，我们可以达到的最长波长约为 850（上限为 900）纳米。

　　因此事实上如果我们想看得更远，即便达不到与哈勃相同的分辨率，或者像哈勃那样能够看到更暗的星系，也会经常使用专业的红外太空望远镜，比如斯皮策望远镜来进行观测。