现代天文仪器之二十二：斩波副镜
这次要介绍的仪器技术同样与毫米/亚毫米波和红外天文学观测有关。在这些波段开展天文研究，除了要面对大气吸收明显、仪器研发困难等障碍之外，更要命的问题是各种原因导致的背景极强，天体亮度相比之下倒是弱得可怜。因此为了准确测量来自某个目标的辐射，实际操作中往往会采用位置调制模式，以源点为ON点，邻近的空白区域则视作OFF点，通过交替观测两个天区并计算其读数之差，来求出待测天体的信号水平。
经典的ON/OFF观测需要反复变更望远镜指向，在此期间因换源等过程消耗的时间非常可观。同时，对ON点或OFF点的一次观测持续时长至少也有分钟级，在此期间，仪器的基线以及背景辐射的水平都很可能会出现明显的变化，直接进行ON-OFF操作难以取得可信的结果。因此为了更好地扣除强背景的影响，波束调制法应运而生，它通过快速摆动波束（而非望远镜主体）来频繁交替观测ON/OFF点，所以在很大程度上克服了上述问题；而在望远镜上安装可以摇摆的斩波副镜（Chopping Secondary）就是实现波束调制的一种常用实现手段。
斩波副镜的摆动模式示意。
斩波副镜带来的效果实质上是改变整个系统光轴的取向，从而让主镜接收从另一个方向入射的辐射。这一点不妨根据光路的可逆性来理解——假设望远镜的作用并非接收来自天体的平行光，而是在焦点处放置有点光源，点光源发出的光线依次通过副镜、主镜，最后变为平行光射出。如果改变副镜相对主镜的倾角，出射平行光的走向就会发生改变。这样的光路反过来也是成立的。
只改变副镜指向的好处在于，副镜的体积一般远小于主镜，因此移动副镜也比直接移动主镜容易得多。由电机带动的斩波副镜的典型摆动频率一般选为赫兹级甚至更高，摆动幅度则可以达到角分级甚至度级；摆动指令则可以由控制系统生成的一组频率、幅度可调的方波来控制。
控制斩波副镜摆动的方波序列示意。
当然在实际设计中，需要顾及的问题有很多。首先，光路中倾斜的副镜会产生明显的彗差，影响观测质量。而为了尽可能地消减彗差，就需要在反射面摆动的位置上做文章。可是光学上最优的摆动点并不位于副镜正中，由此在镜面快速摆动期间所产生的力矩不容忽略。
抵消力矩的方案倒也存在，比如在副镜的对侧设置可以提供与副镜同样惯量的配重，配重与副镜一同旋转，总的力矩为零。又或者是采用副镜无框架、双音圈电机驱动的零反作用设计，整个系统中自带一系列减震轴承和弹簧，可以几乎完全吸收转动惯量，让副镜的运动不至于影响望远镜整体。
零反作用斩波副镜基本结构图。（图片来源：Radford 1990）
在外轮廓的形状选择方面，为了照顾不同角度入射的光线，有时斩波副镜会采用非对称的形状。这样的形状存在将偏轴光线引入光路的风险。不过取决于望远镜具体的光路设计和副镜最大摆动角度的要求，这方面带来的影响一般也并不大。
实际使用的斩波副镜很多都采用双点驱动，只能在一个方向摆动，并不能万向转动（像上图中的零反作用副镜就是由两台电机各伸出一根支架，支架长度的改变可以用于调节副镜的位置）。在观测期间，这样的摆动通常选择沿方位角（AZ）方向进行。比斩波副镜更为大胆的设计要数南极望远镜（SPT），整个望远镜每秒可以转动数度，因此主镜本身的摇摆成为了可能。
智利APEX毫米/亚毫米波望远镜的斩波副镜机构。（图片提供：APEX）
斩波副镜的引入并非万能。对于恒星、云核或普通河外星系这样的近似点源观测来说，将OFF点选择为距离源点数角分的地方一般就可以较好地测定背景性质了。但是如果待测目标是整片星云或是某些近距离的大型星系，它们自身在天空中的展宽就已经超过了副镜允许的摆动范围，这种设计也就无能为力了。在后一种情形下，通常可以借助各式扫描技术来提升数据质量。
参考资料：
[1] Chopper Tutorial - W. M. Keck Observatory
[2] APEX - Wobbling secondary
[3] Millimeter and Submillimeter Wavelength Telescopes
[4] Lupton, W. 1997, Proc. SPIE 3112, Telescope Control Systems II
[5] Stark, A. A., et al. 1997, Rev. Sci. Instrum., 68, 5
