（本文已刊載于《天文愛(ài)好者》雜志2009年第3期）

Julianne J. Dalcanton　文　Shea　編譯

在運(yùn)籌帷幄了幾十年之后，哈勃空間望遠(yuǎn)鏡作為美國(guó)宇航局大型天文臺(tái)中的第一個(gè)終于在1990年發(fā)射上天，開(kāi)始決勝千里之外。在修復(fù)了主鏡存在的結(jié)構(gòu)問(wèn)題之后，哈勃空間望遠(yuǎn)鏡徹底地改變了天文學(xué)的許多領(lǐng)域，并且為大眾奉獻(xiàn)了一幅又一幅攝人心魄的宇宙畫(huà)面。一個(gè)正在計(jì)劃中的維修任務(wù)將使得“哈勃”繼續(xù)在天文學(xué)中領(lǐng)跑，但是在那之前讓我們先回顧一下哈勃空間望遠(yuǎn)鏡在過(guò)去的18年里所取得的科學(xué)成就。

　　沒(méi)有哪一架望遠(yuǎn)鏡能像哈勃空間望遠(yuǎn)鏡那樣對(duì)世俗文化有著這么巨大的沖擊力，但是它本身的尺寸相對(duì)于現(xiàn)代的很多望遠(yuǎn)鏡來(lái)說(shuō)卻并不是那么巨大。把“哈勃”的主鏡立起來(lái)比姚明也高不了多少，它的接收面積甚至連地面?zhèn)€上最大望遠(yuǎn)鏡的五分之一都還不到。它上面搭載的儀器設(shè)備也遠(yuǎn)沒(méi)有地面上的尖端，更確切地說(shuō)“哈勃”所使用的探測(cè)器技術(shù)都已經(jīng)是十多年前的了。那么是什么使得“哈勃”對(duì)科學(xué)和公眾具有如此巨大的影響力呢？

[圖片說(shuō)明]：宇航員為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡安裝新的儀器設(shè)備，使得“哈勃”始終在天文學(xué)中領(lǐng)跑。版權(quán)：NASA。

　　“哈勃”成功的秘訣關(guān)鍵就在于三點(diǎn)：位置、位置還是位置。位于地球大氣層之上的“哈勃”擺脫了架在所有地面望遠(yuǎn)鏡脖子上的枷鎖。首當(dāng)其沖效果就是對(duì)望遠(yuǎn)鏡分辨率——望遠(yuǎn)鏡所能探測(cè)到的最小角度——的大幅度提高?！肮彼臄z的圖像可以分辨出小于0.1角秒的細(xì)節(jié)，這相當(dāng)于0.5毫米在1千米以外的張角。和“哈勃”比起來(lái)地面上望遠(yuǎn)鏡所拍攝的照片要模糊10倍以上。此外，由于“哈勃”沒(méi)有了大氣湍流的干擾，因此它所獲得的圖像和光譜具有極高的穩(wěn)定性和可重復(fù)性。這些特性使得“哈勃”在測(cè)量天體的亮度和結(jié)構(gòu)時(shí)可以達(dá)到前所未有的精度。

[圖片說(shuō)明]：空間成像的高分辨率。左側(cè)為位于夏威夷莫納克亞的日本8米昴星望遠(yuǎn)鏡所拍攝的模糊星系照片，右側(cè)為哈勃空間望遠(yuǎn)鏡所拍攝的同一星系。版權(quán)：NASA。

　　“哈勃”所處位置的另一個(gè)鮮為人知的優(yōu)點(diǎn)是黑暗的天空背景。在地面上看夜空，無(wú)論如何都不會(huì)是完全黑暗的。上層大氣中的原子會(huì)吸收白天日照的能量，然后在晚上以光的形式再輻射出來(lái)。在野外黑暗的營(yíng)地比在明亮的城市街道上可以看到更多的星星，同樣地太空中的“哈勃”可以探測(cè)到比地面望遠(yuǎn)鏡無(wú)法逾越的天空背景還要暗的天體特征。此外，“哈勃”所處的高度也使得在紫外波段上進(jìn)行觀測(cè)成為了可能，而由于地球大氣層的吸收紫外光子甚至都無(wú)法到達(dá)地面。這對(duì)于追蹤天體物理氣體中某種元素的豐度以及解釋觀測(cè)到的遙遠(yuǎn)星系的某些現(xiàn)象至關(guān)重要。

　　在這篇文章中將介紹幾個(gè)“哈勃”徹底改變我們認(rèn)識(shí)的領(lǐng)域，這包括了從恒星誕生到死亡的過(guò)程、黑洞以及它們和星系形成之間的關(guān)系、星系在幾十億年中的演化過(guò)程以及檢驗(yàn)宇宙膨脹的基本模型。

距離尺度

　　自天文學(xué)誕生的那一天起天文學(xué)家們就一直在面對(duì)一個(gè)惱人的問(wèn)題，那就是如何測(cè)定天體到我們的距離。在地球上這個(gè)問(wèn)題看上去是這么的基本和簡(jiǎn)單，但是一旦到了天上一切都變得極為復(fù)雜。這是因?yàn)樵谔煳膶W(xué)中天文學(xué)家所觀測(cè)到的天體系統(tǒng)的能量輸出和距離可以相差12個(gè)數(shù)量級(jí)（1萬(wàn)億倍）。因此天文學(xué)家經(jīng)常根據(jù)已經(jīng)預(yù)先獲得的一點(diǎn)知識(shí)來(lái)估計(jì)某一個(gè)天體系統(tǒng)的基本大小和能量輸出。那么我們觀測(cè)到的是一個(gè)距離很近的暗弱天體還是一個(gè)明亮但卻非常遙遠(yuǎn)的天體呢？此外，即使我們可以對(duì)天體的距離做出合理的假設(shè)，但這對(duì)于檢驗(yàn)宇宙學(xué)模型而言依然顯得杯水車(chē)薪。

　　在過(guò)去的一個(gè)世紀(jì)里，天文學(xué)家根據(jù)近處恒星的距離推算出的遙遠(yuǎn)天體距離建立起了一個(gè)詳盡的距離“階梯”體系。距離階梯的第一級(jí)是那些距離我們最近的恒星，由于地球繞太陽(yáng)的軌道運(yùn)動(dòng)我們可以探測(cè)到它們?cè)谔炜罩械奈恢米兓＿@一被稱為“視差”的效應(yīng)由于只涉及到最基本的幾何原理，因此它的結(jié)果十分可靠。這一方法的唯一局限是我們測(cè)量天體位置變化的精度。隨著精度的提高，視差測(cè)量可以推廣到更遙遠(yuǎn)的距離。

　　而“哈勃”由于它自身的高分辨率和它上面搭載的精細(xì)導(dǎo)星傳感器，使得它成為了視差測(cè)量的行家里手。盡管精細(xì)導(dǎo)星傳感器主要的用途是在“哈勃”進(jìn)行科學(xué)觀測(cè)的過(guò)程中保持望遠(yuǎn)鏡的精確指向，但是它也可以用來(lái)對(duì)單顆恒星的位置進(jìn)行毫角秒精度的位置測(cè)量。此外，精細(xì)導(dǎo)星傳感器也相當(dāng)?shù)撵`敏，可以測(cè)量比“依巴谷”天體測(cè)量衛(wèi)星所能觀測(cè)的極限還要暗得多的恒星。通過(guò)測(cè)量更為暗弱的恒星視差，“哈勃”可以探測(cè)更為遙遠(yuǎn)的距離，并且可以對(duì)銀河系中更大的范圍進(jìn)行采樣。這使得“哈勃”可以用來(lái)校正那些遠(yuǎn)離太陽(yáng)的恒星的光度，這恰恰是建立更為遙遠(yuǎn)的距離階梯的關(guān)鍵。

　　在這類恒星中，造父變星無(wú)疑是最重要的之一。它們是一類光度超過(guò)太陽(yáng)數(shù)千倍的脈動(dòng)變星，而正由于它們極為明亮以及特有的光變周期使得它們即使在其他星系中也很容易辨認(rèn)。造父變星的光度和它的脈動(dòng)周期之間有著非常緊密的聯(lián)系。一旦知道了這兩者之間的關(guān)系，就可以通過(guò)其亮度的變化周期推算出它的光度，進(jìn)而根據(jù)光度和亮度之間的關(guān)系計(jì)算出它的距離。因此計(jì)算所得距離的精度直接和造父變星的周期-光度關(guān)系（周光關(guān)系）的精度有關(guān)。為此“哈勃”上的精細(xì)導(dǎo)星傳感器對(duì)造父變星進(jìn)行了直接的視差測(cè)量，大大削減了用造父變星周光關(guān)系推算距離的不確定性。盡管這一關(guān)系對(duì)于不同金屬豐度的星系可能會(huì)有所不同，但是在適當(dāng)?shù)匦拚笏呀?jīng)被用來(lái)可靠地確定了許多大質(zhì)量旋渦星系的距離。而在這之前，從近鄰恒星可靠的視差測(cè)量到基于造父變星的距離再到旋渦星系，這一過(guò)程需要非常繁雜的步驟。但自從有了“哈勃”的新結(jié)果之后，天文學(xué)家只需要輕輕一躍就能跳上這一級(jí)臺(tái)階了。

　　“哈勃”的高分辨率在識(shí)別近距星系中造父變星的過(guò)程中扮演了重要的角色。盡管造父變星很明亮，但是它們?cè)诘孛嫱h(yuǎn)鏡的照片中也會(huì)和其他恒星混在一起而無(wú)法分辨。這就無(wú)法識(shí)別出造父變星的光度變化，或者是在一個(gè)星團(tuán)中找出其中的造父變星。與之形成對(duì)比的是，對(duì)于具有高分辨律的“哈勃”來(lái)說(shuō)即使是非常遙遠(yuǎn)的造父變星，它也能把它和它附近的恒星分開(kāi)。這樣一來(lái)使得可定出距離的星系數(shù)目一下子就擴(kuò)大了1,000倍。在“哈勃”上天之前，使用造父變星確定近距星系的距離就已經(jīng)被列入了“哈勃”的核心計(jì)劃。造父變星核心計(jì)劃已經(jīng)使用“哈勃”數(shù)百個(gè)軌道時(shí)間來(lái)分析了36個(gè)星系中的造父變星，所有這些對(duì)造父變星的觀測(cè)還將用來(lái)對(duì)距離階梯中更高的一級(jí)（例如超新星和塔利-費(fèi)希爾關(guān)系）進(jìn)行校正。

　　這些造父變星的距離已經(jīng)成為了我們了解遙遠(yuǎn)宇宙尺度的基石。更為遙遠(yuǎn)的星系的距離則可以根據(jù)“哈勃圖”來(lái)進(jìn)行計(jì)算，而這里的“哈勃圖”所反映的是星系退行的速度和它與我們之間距離的線性關(guān)系。這一線性關(guān)系的斜率則被稱為“哈勃常數(shù)”。如果一旦哈勃常數(shù)的大小被精確測(cè)定了，那么根據(jù)直接測(cè)量到的星系退行速度就能反推出星系的距離?！肮睂?duì)造父變星的觀測(cè)為“哈勃圖”的建立打下了基礎(chǔ)，因此它也為哈勃常數(shù)的精確測(cè)量提供了保證。在“哈勃”之前，觀測(cè)得到的哈勃常數(shù)有1-2倍的差異，但是在有了新的造父變星觀測(cè)之后宇宙距離尺度的不確定性猛然下降到了大約只有10%。

恒星的生命輪回

　　盡管恒星經(jīng)常被認(rèn)為是永恒不變的，但事實(shí)上它們是在不斷演化的。新一代的恒星形成于氣體星云，而老年恒星則通過(guò)行星狀星云和超新星爆發(fā)最終演化成了白矮星、中子星和黑洞。這些恒星形成和演化的過(guò)程對(duì)于了解宇宙中的許多特征是非常關(guān)鍵的，這其中包括了星系演化、化學(xué)元素的散播以及氣體的分布。

　　“哈勃”對(duì)于恒星天文學(xué)最重要也是最漂亮的貢獻(xiàn)就是它研究了諸如獵戶星云之類的恒星形成區(qū)。在這些區(qū)域，明亮的大質(zhì)量恒星會(huì)電離氣體云，使得它們?cè)诠庾V中具有明亮的發(fā)射線?！肮睂?duì)獵戶星云的早期觀測(cè)發(fā)現(xiàn)，其中聚集了許多被濃密氣體和塵埃盤(pán)包裹的年輕恒星。盡管已經(jīng)從理論上和甚大天線陣的觀測(cè)中推測(cè)出來(lái)了這些盤(pán)的存在，但是直到“哈勃”所拍攝的高分辨率照片才第一次直接揭示出了這些盤(pán)的結(jié)構(gòu)和物理性質(zhì)。

[圖片說(shuō)明]：恒星的一生。圖a：獵戶星云是恒星誕生的地方。插圖顯示了一顆被塵埃盤(pán)包裹住的年輕恒星，而塵埃盤(pán)中則可能正在孕育行星。圖b：大麥哲倫云中的藍(lán)色年輕恒星以及形成這些恒星所遺留下的氣體。圖c：麒麟座V838和它的“光學(xué)回聲”。圖d：一顆垂死的恒星正在通過(guò)行星狀星云拋射它的外部包層并且在中心留下一顆白矮星。圖e：一個(gè)包含有許多老年恒星的球狀星團(tuán)，其中最暗弱的是白矮星。版權(quán)：NASA。

　　觀測(cè)到的原行星盤(pán)正是天文學(xué)家們所預(yù)想的類似太陽(yáng)系的行星系統(tǒng)的雛形?！肮闭掌羞@些盤(pán)的普遍存在強(qiáng)烈地暗示了太陽(yáng)系可能并不是唯一的，而最近更是在“哈勃”所拍攝的這些盤(pán)的照片中直接找到了太陽(yáng)系外行星系統(tǒng)。通過(guò)觀測(cè)已經(jīng)耗盡其中氣體的盤(pán)的結(jié)構(gòu)，“哈勃”也直接研究了處于演化中期的行星盤(pán)。在這些盤(pán)中，塵埃占據(jù)了主導(dǎo)，而這些塵埃最終要么會(huì)被其中的行星所吸積，要么就會(huì)被驅(qū)散。盡管地面上的望遠(yuǎn)鏡也觀測(cè)到了個(gè)別幾個(gè)行星盤(pán)的案例，但是“哈勃”的觀測(cè)才真正證明了它們的普遍性。另外，得益于它超高的分辨率，“哈勃”也揭示出了許多殘骸盤(pán)的結(jié)構(gòu)，發(fā)現(xiàn)它們的形狀已深受?chē)@年輕恒星轉(zhuǎn)動(dòng)的行星軌道運(yùn)動(dòng)的影響。

　　除了研究年輕恒星的特性之外，“哈勃”也在幫助我們了解占據(jù)銀河系多數(shù)的老年恒星。盡管這些恒星中的許多和太陽(yáng)一樣極為普通，但是它們中的大部分要暗得多、質(zhì)量也要小得多。正由于它們的質(zhì)量較小，這些恒星更有可能會(huì)擁有行星、具有復(fù)雜的大氣，甚至還會(huì)出現(xiàn)中心能源產(chǎn)能不足的情況，例如褐矮星。幸運(yùn)的是，這些恒星中的許多都位于由引力束縛在一起的雙星系統(tǒng)中，而雙星系統(tǒng)對(duì)于探測(cè)恒星的物理性質(zhì)具有得天獨(dú)厚的優(yōu)勢(shì)。雙星相互繞轉(zhuǎn)的軌道可以用來(lái)推算它們的質(zhì)量，并且由于雙星系統(tǒng)中的恒星都被假設(shè)是同時(shí)形成的，因此它們也被假設(shè)擁有相同的年齡和金屬性。因此在研究鮮為人知的恒星類型的時(shí)候，雙星就顯得特別有用。但不幸的是，絕大部分的恒星都非常遙遠(yuǎn)，所以在照片中無(wú)法把一個(gè)雙星的兩顆子星分開(kāi)，這就很難來(lái)測(cè)定他們的軌道、光度、顏色和光譜。當(dāng)雙星中的一顆恒星是低質(zhì)量恒星時(shí)，它就會(huì)比另一顆恒星要暗得多，這使得對(duì)它們的測(cè)量變得難上加難。而低質(zhì)量恒星正是最復(fù)雜、也是我們知道最少的恒星。但是，由于“哈勃”具有極高的空間分辨率、穩(wěn)定的像質(zhì)和黑暗的天空背景，雙星的這些特性在它的眼中可以被很容易地測(cè)定。因此通過(guò)識(shí)別出第一個(gè)褐矮星雙星、建立低質(zhì)量恒星的質(zhì)量-光度關(guān)系、對(duì)褐矮星質(zhì)量進(jìn)行動(dòng)力學(xué)測(cè)量、尋找不同尋常的T型矮雙星以及限制低質(zhì)量恒星的雙星率，“哈勃”在推動(dòng)我們對(duì)低質(zhì)量恒星和褐矮星的認(rèn)識(shí)上起到了關(guān)鍵作用。同時(shí)“哈勃”也是在年輕和年老星團(tuán)中確定低質(zhì)量恒星和褐矮星數(shù)量的重要工具。

　　但即使對(duì)于為數(shù)更多的普通恒星，“哈勃”同樣也給我們帶來(lái)了許多驚喜。在過(guò)去的那個(gè)世紀(jì)的絕大部分時(shí)間里，天文學(xué)家們相信在球狀星團(tuán)中可以找到最簡(jiǎn)單的恒星集合，而球狀星團(tuán)則是由上萬(wàn)甚至上百萬(wàn)顆恒星在引力束縛下形成的致密星團(tuán)。球狀星團(tuán)中的恒星被認(rèn)為是從同一片星云中同時(shí)形成的，這就使得它們具有相同的年齡和化學(xué)組成。但是，由于球狀星團(tuán)中恒星的密度實(shí)在太高限制了對(duì)其內(nèi)部單個(gè)恒星的測(cè)量，唯有使用哈勃空間望遠(yuǎn)鏡才能把球狀星團(tuán)中的單顆恒星分解開(kāi)。最近，憑借其極高的測(cè)光穩(wěn)定性和高分辨率，“哈勃”發(fā)現(xiàn)有一些球狀星團(tuán)具有遠(yuǎn)超出我們先前預(yù)期的復(fù)雜性。球狀星團(tuán)中的一些恒星會(huì)通過(guò)多次恒星間的相互作用而形成，并且星團(tuán)中的某些恒星會(huì)具有與其他恒星不同的化學(xué)組成。雖然這是一個(gè)新發(fā)現(xiàn)，但是它已經(jīng)撼動(dòng)了球狀星團(tuán)維持了半個(gè)世紀(jì)的“簡(jiǎn)單天體系統(tǒng)”的稱號(hào)。

恒星的死亡

　　在恒星中的氫耗盡之后，其中心的主要能源也會(huì)枯竭，于是恒星就會(huì)經(jīng)歷劇烈的演化。在這一演化中，恒星會(huì)急劇膨脹并且拋射出大量的物質(zhì)，然后要么爆發(fā)要么慢慢地變暗，并且留下一個(gè)致密的殘骸（白矮星、中子星或者黑洞）。

　　從典型的天文時(shí)標(biāo)上來(lái)看，恒星演化的晚期階段是驚人的短暫的。天文學(xué)家使用“哈勃”追蹤了諸如船底座η這類快速演化恒星的質(zhì)量損失晚期階段，并且實(shí)時(shí)測(cè)量了恒星所拋射出物質(zhì)的膨脹和變化過(guò)程。他們還發(fā)現(xiàn)了在麒麟座V838和超新星1987A中的“光學(xué)回聲”現(xiàn)象，這一現(xiàn)象是由于恒星拋射出的殼層在膨脹的過(guò)程中反射光線而形成的。同樣令人吃驚的是“哈勃”拍攝的行星狀星云的照片，它們是低質(zhì)量恒星拋射出大部分物質(zhì)之后而形成的。和船底座η以及麒麟座V838類似，行星狀星云也顯示出了復(fù)雜的結(jié)構(gòu)，其中一些還會(huì)在年的時(shí)間尺度上發(fā)生變化。最重要的是，盡管恒星本身是近似球形的，但是在觀測(cè)到的這些恒星中沒(méi)有一例其拋射出的物質(zhì)是呈球形分布的。這種不對(duì)稱性說(shuō)明恒星損失質(zhì)量的過(guò)程是相當(dāng)復(fù)雜的，其中涉及到了由恒星自轉(zhuǎn)、磁場(chǎng)和（或）伴星軌道共同作用下所產(chǎn)生的星風(fēng)。

　　從“哈勃”對(duì)中子星的觀測(cè)結(jié)果來(lái)看，即使是中子星這樣看上去更為對(duì)稱的天體也誕生自恒星非對(duì)稱的死亡。中子星是大質(zhì)量恒星超新星爆發(fā)之后留下的超高密度恒星殘骸。盡管這些大質(zhì)量恒星初始的質(zhì)量要大于太陽(yáng)，但是中子星的直徑只有大約幾千米，這使得它在光學(xué)波段上很暗弱。而中子星的光學(xué)輻射卻是我們確定它溫度和大小的重要手段，由此可以告訴我們?cè)S多有關(guān)其內(nèi)部奇異核物質(zhì)的大量信息。哈勃空間望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)識(shí)別出了多個(gè)中子星的光學(xué)對(duì)應(yīng)體，而且通過(guò)多次觀測(cè)發(fā)現(xiàn)有一些中子星在銀河系中的運(yùn)動(dòng)速度盡然可以高達(dá)驚人的每秒100千米甚至更高。這些觀測(cè)暗示了，盡管初始恒星是球形，但是超新星爆發(fā)無(wú)疑狠狠地“踢”了中子星一“腳”，只有這樣它才能以如此高的速度離開(kāi)它的誕生地。

　　另外，“哈勃”的觀測(cè)還在超新星爆發(fā)和神秘的γ射線暴之間建立起了聯(lián)系。在“哈勃”剛發(fā)射的時(shí)候，人們還不清楚這些γ射線暴是來(lái)自我們的銀河系內(nèi)還是來(lái)自銀河系之外。隨后的衛(wèi)星觀測(cè)證實(shí)了γ射線暴發(fā)生在銀河系之外，而“哈勃”對(duì)其余輝的觀測(cè)則把這些暴發(fā)鎖定在了河外星系中的大質(zhì)量恒星形成區(qū)。由此“哈勃”也令人信服地證明了這些劇烈的爆發(fā)和大質(zhì)量恒星死亡的直接聯(lián)系。而由這些觀測(cè)所引發(fā)的理論研究則顯示這些爆發(fā)可以解釋在最古老的恒星上所觀測(cè)到的反常元素豐度。

黑洞

　　導(dǎo)致超新星爆發(fā)和γ射線暴的爆炸也會(huì)產(chǎn)生黑洞，當(dāng)恒星的物質(zhì)坍縮到史瓦西半徑以內(nèi)時(shí)黑洞就形成了。對(duì)于和太陽(yáng)類似的恒星，如果它們要坍縮成黑洞的話，它們的半徑就要縮小超過(guò)200,000倍到3千米左右。當(dāng)一個(gè)大質(zhì)量恒星耗盡了能量就會(huì)發(fā)生坍縮，并且它的物質(zhì)可以在引力的作用下坍縮入史瓦西半徑以內(nèi)，于是就會(huì)形成一個(gè)連光都無(wú)法從它表面逃逸的致密天體——黑洞。盡管黑洞的名字中有一個(gè)“黑”字，但有時(shí)它吸積物質(zhì)所產(chǎn)生的高溫卻能引發(fā)了一些天體物理中最明亮的現(xiàn)象。然而，也有很多黑洞確實(shí)是“黑”的，它們的存在只有通過(guò)它們對(duì)周?chē)镔|(zhì)的引力作用才能得知。

　　尋找黑洞的關(guān)鍵是要在非常小的空間內(nèi)發(fā)現(xiàn)有大量的物質(zhì)，而質(zhì)量可以通過(guò)黑洞對(duì)其周?chē)祗w運(yùn)動(dòng)的引力作用來(lái)推得。當(dāng)這些天體運(yùn)動(dòng)得很快并且在小范圍內(nèi)其運(yùn)動(dòng)速度和（或者）方向有快速變化的話，就能推斷出黑洞的存在。然而，我們必須在一個(gè)很小的物理距離內(nèi)測(cè)量這些速度變化，以此來(lái)確保所測(cè)定的質(zhì)量聚集在一個(gè)足夠小的范圍內(nèi)，進(jìn)而才有可能是黑洞。因此，即便是尋找距離我們最近的星系中的黑洞也需要哈勃空間望遠(yuǎn)鏡高超的分辨率。

　　在過(guò)去的十幾年里，“哈勃”已經(jīng)革新了我們對(duì)黑洞的認(rèn)識(shí)以及它們?cè)谛窍敌纬芍械淖饔谩Ｔ凇肮卑l(fā)射的時(shí)候，超大質(zhì)量黑洞一般被假設(shè)來(lái)解釋遙遠(yuǎn)類星體不同尋常的高光度和光譜中的特殊譜線以及近距活動(dòng)星系核的光度。然而并沒(méi)有確鑿的證據(jù)能證明類星體本身就是星系，或者目前所有星系中有早期類星體所留下的黑洞。一些地面的觀測(cè)強(qiáng)烈地暗示，一部分距離我們最近的星系中心可能擁有大質(zhì)量的致密天體，但是還遠(yuǎn)無(wú)法證實(shí)它們就是黑洞。

　　自從發(fā)射上天以后，“哈勃”就這些問(wèn)題進(jìn)行了系統(tǒng)的觀測(cè)。“哈勃”最早的核心計(jì)劃之一就是要建立起（由黑洞驅(qū)動(dòng)的）類星體和星系之間的關(guān)系。之后，通過(guò)它們對(duì)周?chē)阈堑囊ψ饔?，針?duì)“哈勃”所獲得的近距星系光譜的動(dòng)力學(xué)模型證實(shí)了黑洞的存在。這些研究也導(dǎo)致了對(duì)十幾個(gè)星系中央黑洞質(zhì)量的可靠測(cè)量，揭示出了黑洞質(zhì)量和星系核球質(zhì)量之間極為緊密的聯(lián)系。盡管之前的地面觀測(cè)已發(fā)現(xiàn)了這一關(guān)系，但是誤差要大得多。另外，對(duì)觀測(cè)的分析還顯示即使是沒(méi)有明亮活動(dòng)核心的“休眠”星系其核心處也有黑洞，由此證實(shí)了星系中央的超大質(zhì)量黑洞是星系形成的一個(gè)普遍特征。

　　這個(gè)令人驚訝的結(jié)論還沒(méi)有被徹底地搞清楚。黑洞是大質(zhì)量恒星死亡的產(chǎn)物，因此它自身的質(zhì)量相對(duì)較小，并且不太可能超過(guò)20個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。但與之形成對(duì)比的是，星系中心黑洞的質(zhì)量可以達(dá)到太陽(yáng)的幾百萬(wàn)甚至幾十億倍，這就產(chǎn)生了“超大質(zhì)量黑洞是如何形成的？”、“它們是怎樣運(yùn)動(dòng)到星系中央的？”和“超大質(zhì)量黑洞的質(zhì)量是怎樣和星系核球質(zhì)量聯(lián)系在一起的？”等一系列問(wèn)題?！肮钡挠^測(cè)正在逐步地解開(kāi)這些謎題?！肮卑l(fā)現(xiàn)在一些球狀星團(tuán)中存在幾萬(wàn)個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的中等質(zhì)量黑洞，它們也許將來(lái)會(huì)被“吸”入星系的中心。但是也有一些沒(méi)有核球的星系（例如，M33），沒(méi)有證據(jù)顯示它們的中心有黑洞的存在?！肮钡母叻直媛室彩沟盟梢杂^測(cè)到與中央黑洞類似或者其前身的結(jié)構(gòu)，它在一些星系的中央發(fā)現(xiàn)了有稠密的核心星團(tuán)的存在。而核心星團(tuán)的質(zhì)量則和星系的屬性有關(guān)，這就讓人懷疑這些星團(tuán)最終會(huì)演化成超大質(zhì)量黑洞。“哈勃”的觀測(cè)已經(jīng)證明，這些星團(tuán)中只有一部分是盤(pán)狀的，由此說(shuō)明了氣體吸積在星系中心大質(zhì)量結(jié)構(gòu)的形成中也起到了作用。

　　如果絕大多數(shù)的星系中央確實(shí)存在大質(zhì)量黑洞的話，那么可以預(yù)期黑洞會(huì)影響其周?chē)阈堑姆植?。由于星系的質(zhì)量越大其中黑洞的質(zhì)量也會(huì)越大，因此這一效應(yīng)在大質(zhì)量星系中會(huì)最為明顯。“哈勃”最早的觀測(cè)也確實(shí)發(fā)現(xiàn)了大質(zhì)量星系和小質(zhì)量星系中心恒星分布的巨大差異。盡管對(duì)這些差異也存在著疑問(wèn)，但是后續(xù)的研究證實(shí)了這一發(fā)現(xiàn)。星系的中心會(huì)有兩種截然不同的結(jié)構(gòu)，大質(zhì)量星系會(huì)有一個(gè)亮度分布均勻的“核心”，而小質(zhì)量星系則有一個(gè)突出的明亮中心。一些模型預(yù)言，這些亮度均勻的核心是由于星系中心的兩個(gè)黑洞所造成的，它們的相互繞轉(zhuǎn)會(huì)驅(qū)散核心區(qū)里的恒星。盡管觀測(cè)的這一現(xiàn)象可以用中央黑洞來(lái)解釋，但是星系除此以外的許多特性也和中心亮度分布緊密有關(guān)，例如星系的整體形狀（盒狀還是盤(pán)狀，三軸橢球還是軸對(duì)稱）以及它的內(nèi)部運(yùn)動(dòng)（旋轉(zhuǎn)還是不旋轉(zhuǎn)）。這些現(xiàn)象可能比中央黑洞本身的性質(zhì)還要重要，因?yàn)樗鼈兯坪鹾托窍嫡w的形成過(guò)程有著緊密的聯(lián)系。

星系演化

　　在“哈勃”發(fā)射時(shí)，天文學(xué)家長(zhǎng)久以來(lái)一直看到的是現(xiàn)代星系相似而又規(guī)則的形狀。然而，還有一些長(zhǎng)時(shí)間存在的問(wèn)題還有待回答，例如星系的這些形狀是如何形成的、它們又是怎樣隨著時(shí)間演化的。從總體上說(shuō)，只要觀測(cè)遠(yuǎn)距離的星系就能回答這些問(wèn)題，原因是這些遙遠(yuǎn)星系發(fā)出的光要經(jīng)歷幾十億年才能達(dá)到我們。因此，看得越遠(yuǎn)就能看到越年輕的星系，就能回到越早期的宇宙。但不幸的是，由于地球大氣造成的干擾，這些遙遠(yuǎn)的星系在地面望遠(yuǎn)鏡所拍攝的照片中都是無(wú)法分辨的斑點(diǎn)。

　　但自從有了“哈勃”之后，天文學(xué)家第一次看到了年輕星系的形狀和結(jié)構(gòu)，而它們看上去又是那么得驚人。與我們?cè)诮裉炜吹降男郎u星系和橢圓星系不同，“哈勃”所拍攝的哈勃深空區(qū)以及超深空區(qū)的照片揭示出了大量的星系。

[圖片說(shuō)明]：遠(yuǎn)近不同的星系。圖a：星系之間大相徑庭的特性。圖b：哈勃超深空區(qū)照片中的不規(guī)則星系。版權(quán)：NASA。

　　哈勃深空區(qū)照片顯示，年輕的星系是通過(guò)小星系逐級(jí)并合而形成的。因此“哈勃”所拍攝的這些照片成為了建立現(xiàn)代星系形成模型的關(guān)鍵，在這些模型中星系的物理特性是由其連續(xù)并合和吸積物質(zhì)而決定的。同時(shí)通過(guò)綜合“哈勃”所拍攝圖像和光譜，對(duì)星系團(tuán)的研究也顯現(xiàn)出了并合在更大的尺度上的作用。只有在擁有“哈勃”的情況下我們才能測(cè)量演化中的年輕星系的復(fù)雜結(jié)構(gòu)。

　　同時(shí)，在建立這些模型的過(guò)程中測(cè)量哈勃深空區(qū)中星系的相對(duì)距離就成了關(guān)鍵。測(cè)量相對(duì)距離需要對(duì)單個(gè)暗弱的星系進(jìn)行費(fèi)時(shí)的光譜觀測(cè)。盡管這些觀測(cè)會(huì)消耗“哈勃”有限的資源，但是天文學(xué)家們?cè)谂臄z深空區(qū)照片上去投入了前所未有的資源，而在對(duì)深空區(qū)中星系的光譜觀測(cè)上也不例外。這些光譜觀測(cè)的結(jié)果在建立星系顏色和距離之間的關(guān)系上起到了至關(guān)重要的作用。這一被稱為“測(cè)光紅移”的技術(shù)是從近距星系上發(fā)展起來(lái)的，但是只有在有了哈勃深空區(qū)觀測(cè)以后它才被確認(rèn)是一種測(cè)量最遙遠(yuǎn)星系的可靠途徑。自從在哈勃深空區(qū)中確認(rèn)了這一技術(shù)之后，為了避免耗時(shí)的光譜觀測(cè)，測(cè)光紅移方法開(kāi)始被大范圍地用來(lái)測(cè)定星系的相對(duì)距離。測(cè)光紅移也使得天文學(xué)家可以估計(jì)出那么非常暗弱而根本無(wú)法進(jìn)行分光觀測(cè)的星系的距離。測(cè)光紅移最早也被用在了哈勃深空區(qū)自己身上，結(jié)果顯示宇宙中絕大多數(shù)星系形成的時(shí)間也正是宇宙中恒星開(kāi)始大量形成的時(shí)間。

　　除了研究遙遠(yuǎn)的年輕星系以外，“哈勃”還研究了星系形成過(guò)程中遺留下來(lái)的蛛絲馬跡。這些蛛絲馬跡就暗藏在星系里的恒星之中。從地面上看，一個(gè)星系模模糊糊地聚集了幾十億顆恒星。但是當(dāng)你在“哈勃”的高分辨律下看，模糊的星系影像就變成幾百萬(wàn)個(gè)的點(diǎn)，單個(gè)恒星在照片中被分離了出來(lái)。這些恒星的顏色和亮度包含了它們年齡和化學(xué)組成的信息，使得天文學(xué)家可以推測(cè)出星系中的恒星形成歷史。

　　有了“哈勃”提供的高空間分辨率和穩(wěn)定的測(cè)光能力，高精度的測(cè)量便成為了可能。天文學(xué)家們已經(jīng)觀測(cè)到了星系中由最年老恒星所組成的結(jié)構(gòu)，進(jìn)而追蹤到了星系形成最早期。他們還用“哈勃”觀測(cè)了近距星系星系盤(pán)中的恒星形成，由此在超過(guò)幾億年的時(shí)間尺度上追蹤了恒星形成的詳細(xì)演化過(guò)程。

宇宙學(xué)

　　“哈勃”最廣為接受的成功無(wú)疑是在宇宙學(xué)領(lǐng)域。宇宙學(xué)的目的是測(cè)量并且了解宇宙最基本的大尺度特征，例如宇宙的年齡、組成和大小。這些量的限制主要來(lái)自天文觀測(cè)，這也是唯一能在宇宙演化和結(jié)構(gòu)的基礎(chǔ)上測(cè)量宇宙距離和年齡的辦法。

　　有多種辦法可以測(cè)量宇宙的年齡。最保險(xiǎn)的辦法就是測(cè)量我們今天已知的最年老恒星，它們給宇宙的年齡設(shè)定了一個(gè)最可靠的下界。為了確定一群恒星的年齡，最理想的辦法是找一個(gè)同時(shí)形成的星團(tuán)。由于質(zhì)量越大的恒星演化得越快——質(zhì)量最大的恒星很快就演化成了超新星、中等質(zhì)量的恒星（就像太陽(yáng)）則會(huì)演化成行星狀星云并且留下一顆暗弱的白矮星、低質(zhì)量恒星的壽命則會(huì)和宇宙的年齡一樣長(zhǎng)，因此星團(tuán)中的恒星會(huì)處于不同的演化階段。而星團(tuán)的年齡則可以從星團(tuán)中還剩下的恒星的質(zhì)量來(lái)得出。

　　針對(duì)白矮星，“哈勃”使用這一方法進(jìn)行了一系列的觀測(cè)。在形成以后，白矮星的中心便不再具有能源。因此它會(huì)漸漸地冷卻，它的溫度和亮度也會(huì)按照理論模型計(jì)算出的速率下降。通過(guò)比較理論模型和觀測(cè)到的白矮星亮度分布就能推算出白矮星的年齡，進(jìn)而為白矮星的年齡給出一個(gè)牢固的下限。然而，由于白矮星非常暗弱，因此很難和其他的恒星區(qū)分開(kāi)。一個(gè)聰明的辦法是，天文學(xué)家通過(guò)“哈勃”進(jìn)行重復(fù)的深度觀測(cè)，以此來(lái)從前景和背景恒星中分離出星團(tuán)的成員星。原因是星團(tuán)中的恒星都具有相同的速度，因此它們?cè)趦蓮埐煌瑫r(shí)間拍攝的照片上會(huì)發(fā)生些許的位移。而這些位移會(huì)和前景以及背景恒星有著明顯的不同，所以即使對(duì)于星團(tuán)中亮度非常暗的成員星也能被很好地識(shí)別出來(lái)。由此對(duì)白矮星的亮度分布測(cè)量就會(huì)變得極為精確，進(jìn)而可以在不依賴于高紅移下的不確定觀測(cè)或者其他基本假設(shè)的情況下為宇宙的年齡提供一個(gè)可靠的下限。而這一方法唯一依賴的是我們對(duì)恒星物理的認(rèn)識(shí)，這就使得它可以對(duì)宇宙學(xué)基本測(cè)量進(jìn)行獨(dú)立的檢驗(yàn)。而這一測(cè)量離開(kāi)了“哈勃”的高分辨率和高測(cè)光（和天體測(cè)量）穩(wěn)定性是無(wú)法實(shí)現(xiàn)的。

　　另一個(gè)測(cè)量宇宙年齡的獨(dú)立方法是“哈勃”通過(guò)造父變星的距離來(lái)測(cè)量哈勃常數(shù)。除了為宇宙提供基本的距離尺度以外，哈勃常數(shù)的值也直接和宇宙在今天的膨脹速度有關(guān)。因此它的值對(duì)于從今天反推到大爆炸就顯得極為重要。

　　考慮到哈勃常數(shù)給出的僅僅是今天的宇宙膨脹速率，因此還必須要用天文觀測(cè)來(lái)限制宇宙過(guò)去的膨脹過(guò)程。而我們對(duì)宇宙過(guò)去膨脹速率的認(rèn)識(shí)在研究了高紅移超新星的亮度之后發(fā)生了一場(chǎng)革命。距離越遙遠(yuǎn)的超新星應(yīng)該越暗弱，而這種亮度隨距離變暗的方式則直接依賴于我們所處的宇宙模型。對(duì)遙遠(yuǎn)超新星的觀測(cè)顯示，它們看上去比預(yù)想的要暗。而超新星的光度我們是清楚知道的，因此它們?cè)诹炼壬媳憩F(xiàn)出的暗弱就說(shuō)明它們的距離要比我們?cè)缦阮A(yù)期的要更為遙遠(yuǎn)。如果這確實(shí)屬實(shí)的話，就意味著宇宙的膨脹速度要遠(yuǎn)快于任何一種僅僅包含物質(zhì)的宇宙模型的預(yù)言。這一“暗能量”或者“宇宙加速膨脹”的證據(jù)是20世紀(jì)90年代末最重要大的科學(xué)發(fā)現(xiàn)之一。

　　“哈勃”在發(fā)現(xiàn)和監(jiān)測(cè)深入宇宙早期的遙遠(yuǎn)超新星方面起到了重要的作用。地面上的望遠(yuǎn)鏡由于超新星本身亮度低以及其所在星系的干擾，因此很難在這樣遙遠(yuǎn)的距離上發(fā)現(xiàn)超新星。然而有了“哈勃”，超新星就可以干凈地從寄主星系中分離出來(lái)，進(jìn)而可以測(cè)定它的亮度。這些被精確測(cè)定的亮度可以用來(lái)限制超新星的距離，進(jìn)一步可以限制宇宙早期膨脹的屬性，也為暗能量模型提供一個(gè)強(qiáng)有力的限制。

　　對(duì)暗能量的超新星測(cè)量說(shuō)明，暗能量占據(jù)了宇宙質(zhì)能密度的絕大部分，但除此以外仍然還有大量暗物質(zhì)的存在。盡管我們還不清楚暗物質(zhì)的真實(shí)特性，但是我們可以通過(guò)間接的手段探測(cè)它的質(zhì)量和分布。其中最成功的手段之一就是測(cè)量暗物質(zhì)對(duì)背景星系影像所造成的扭曲。就像是通過(guò)玻璃杯來(lái)看東西，暗物質(zhì)會(huì)彎曲穿過(guò)它的光線，產(chǎn)生一個(gè)扭曲的像。通常情況下這一效應(yīng)非常微弱而無(wú)法被測(cè)量出來(lái)，但是對(duì)于暗物質(zhì)高度聚集的地方，例如大質(zhì)量星系團(tuán)，這一效應(yīng)就非常明顯，并且可以在星系團(tuán)周?chē)a(chǎn)生許多弧狀或者環(huán)狀的結(jié)構(gòu)?！肮彼臄z的這些照片一直高居其所拍攝的最壯觀的河外星系照片之列。

　　有了“哈勃”高分辨率提供的高精度，天文學(xué)家們已可以從觀測(cè)到的扭曲影像重建出造成這一現(xiàn)象的物質(zhì)分布。盡管無(wú)法直接看到暗物質(zhì)，但這使得探測(cè)暗物質(zhì)的分布就成了可能。這一技術(shù)最引人注目的使用是在最近對(duì)兩個(gè)碰撞的星系團(tuán)（子彈星系團(tuán)）的觀測(cè)上。由“哈勃”的觀測(cè)重建出的暗物質(zhì)分布顯示了暗物質(zhì)和星系團(tuán)中氣體的顯著分離。就像兩股碰撞的水流，氣體在碰撞的過(guò)程中會(huì)停止運(yùn)動(dòng)，而暗物質(zhì)和星系則會(huì)穿越彼此。這些觀測(cè)漂亮地證實(shí)了暗物質(zhì)并不與占據(jù)星系團(tuán)中普通物質(zhì)主導(dǎo)的氣體成協(xié)，而且也說(shuō)明了暗物質(zhì)更像是一種只有參與引力作用而不參與電磁過(guò)程的“無(wú)碰撞”粒子。所以，盡管還不知道暗物質(zhì)是什么，但“哈勃”的觀測(cè)使得我們?cè)诖蟪叨壬狭私饬怂男袨楹吞匦浴?/p>

宇宙中的氣體

　　雖然宇宙學(xué)告訴我們宇宙中的大部分質(zhì)量是以暗物質(zhì)的形式存在的，但是幾乎所有的光都是從我們熟悉的普通物質(zhì)所發(fā)出的。這些物質(zhì)只占了物質(zhì)質(zhì)量一小部分，但是了解它們的組成和空間分布將會(huì)幫助我們回答許多天體物理的有關(guān)問(wèn)題。

　　普通重子物質(zhì)中的大部分被認(rèn)為是以氣體的形式出現(xiàn)的，它們?cè)谔祗w物理光譜中可以產(chǎn)生發(fā)射線和吸收線。而這些譜線所在波長(zhǎng)以及強(qiáng)弱可以用來(lái)限制氣體的化學(xué)組成、溫度、密度和壓強(qiáng)。盡管從地面上獲得氣體的光譜已經(jīng)是司空見(jiàn)慣的事情，但是許多光譜中最有用的特征卻是紫外波段所特有的，而紫外波段又是只有在太空中才能觀測(cè)的。

　　“哈勃”的紫外分光儀使得天文學(xué)家們可以探測(cè)氣體的位置以及氣體的質(zhì)量是如何隨著時(shí)間變化的?！肮弊钤绲暮诵挠?jì)劃之一就是通過(guò)由氫所產(chǎn)生的吸收線來(lái)測(cè)量和遙遠(yuǎn)類星體在同一視線方向上的（相對(duì)）近距星系中的氣體分布。在這之前用同樣的方法也研究了河外星系中氣體的分布，但是只有在更大距離上才能來(lái)探測(cè)宇宙早期的特性。因此無(wú)法知曉氣體的連續(xù)演化史留下了一大塊空白。此外，當(dāng)要在如此遙遠(yuǎn)的距離上進(jìn)行研究的話，我們對(duì)這些氣體會(huì)和什么樣的天體聯(lián)系在一起還知之甚少。這些氣體是被束縛在星系里的嗎？或者它們是分布于星系之間的？只有通過(guò)“哈勃”的紫外觀測(cè)能力才能搞清楚現(xiàn)今這些氣體的總量和分布。由此才有可能建立起一條貫穿從宇宙早期一直到現(xiàn)在的氣體演化“鏈條”，并且解釋在其他近距星系中所觀測(cè)到的吸收線。這些早期的研究顯示，當(dāng)氣體被吸積進(jìn)入星系之后會(huì)快速地演化，并且存在不同的吸收氣體云，其中一些清楚地和星系成協(xié)，另一些則位于“宇宙之網(wǎng)”中。最近“哈勃”的紫外分光儀發(fā)現(xiàn)了量更大的氣體，而數(shù)值模擬和隨后美國(guó)宇航局遠(yuǎn)紫外分光探測(cè)器的觀測(cè)顯示它是一團(tuán)包圍著近距星系的高溫、彌散等離子體。這些電離氣體所包含的質(zhì)量甚至比目前已知的恒星和低溫氣體的質(zhì)量還要大。

　　除了研究從宇宙之網(wǎng)到星系間氣體的運(yùn)動(dòng)之外，“哈勃”也被用來(lái)詳細(xì)地研究了單個(gè)星系（尤其是銀河系）中氣體的特性。對(duì)近距恒星的紫外分光觀測(cè)發(fā)現(xiàn)了由銀河系中幾十種不同元素所產(chǎn)生的吸收線。通過(guò)分析這些吸收線的強(qiáng)度，天文學(xué)家詳細(xì)了解了不同元素是如何通過(guò)恒星被拋射出進(jìn)入氣體云的以及它們又是如何被吸入固體塵埃顆粒的。跟蹤這些變化將有助于我們了解這些元素是如何在恒星內(nèi)部形成的以及觀測(cè)到的氣體云中塵埃的特性。

天文學(xué)的新道路

　　除了對(duì)科學(xué)的直接影響以外，“哈勃”也在塑造天文文化中扮演了重要的角色。在許多科學(xué)領(lǐng)域中，數(shù)據(jù)是“私有”的，只屬于進(jìn)行這項(xiàng)實(shí)驗(yàn)的小組。地面觀測(cè)所獲得的數(shù)據(jù)在這方面也沒(méi)有什么不同。然而，“哈勃”由于其特殊性，因此將其所獲得的數(shù)據(jù)無(wú)限期地列為“私有財(cái)產(chǎn)”顯然是不合適的。所以“哈勃”的數(shù)據(jù)在1年之后就會(huì)向所有人開(kāi)放。這一舉措無(wú)疑有效地放大了“哈勃”的影響力，使得為了不同的目的不同研究小組都可以來(lái)使用它的數(shù)據(jù)。

　　在拍攝占據(jù)了驚人觀測(cè)時(shí)間的哈勃深空區(qū)照片上更是充分體現(xiàn)了數(shù)據(jù)的“非私有”化。在美國(guó)空間望遠(yuǎn)鏡研究所的科學(xué)家處理完有關(guān)的數(shù)據(jù)之后，就立即向公眾公布了照片。而天文界則隨即使用他們各自不同的儀器設(shè)備、在不同的波段上對(duì)這一片天區(qū)也進(jìn)行了觀測(cè)。這樣一種分享、公開(kāi)數(shù)據(jù)的做法是史無(wú)前例的，同時(shí)它也為后面的許多大型天文計(jì)劃樹(shù)立了典范。目前幾乎所有的天文巡天都會(huì)在項(xiàng)目運(yùn)轉(zhuǎn)的過(guò)程中向公眾公布數(shù)據(jù)以及數(shù)據(jù)產(chǎn)品，而不是讓數(shù)據(jù)成為少數(shù)項(xiàng)目提出人的“專利”。這一新的運(yùn)轉(zhuǎn)模式引發(fā)了一場(chǎng)天文學(xué)的“民主變革”，它使得來(lái)自小學(xué)?；蛘甙l(fā)展中國(guó)家的研究人員也能接觸到全世界最好的觀測(cè)數(shù)據(jù)。由哈勃空間望遠(yuǎn)鏡監(jiān)管委員會(huì)制定的這些政策則是推動(dòng)這一變革的關(guān)鍵性步驟。

“哈勃”的未來(lái)

　　得益于即將進(jìn)行的下一次維修任務(wù)，“哈勃”的未來(lái)將會(huì)是光明的。隨著在紫外和近紅外波段成像靈敏度的提高、紫外分光儀的升級(jí)以及對(duì)失靈儀器設(shè)備的更換，“哈勃”的觀測(cè)能力將遠(yuǎn)勝于過(guò)去。即便天文學(xué)家在地面上可以通過(guò)自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)獲得高分辨率的天體影像，但是它們?nèi)匀徊痪邆洹肮彼鶕碛械臏y(cè)光穩(wěn)定性、紫外觀測(cè)能力以及非常低的背景噪音。不幸的是，“哈勃”終將有退出歷史舞臺(tái)的一天，那時(shí)這扇光學(xué)和紫外成像的高分辨率窗戶將就此關(guān)上至少達(dá)幾十年。

[Nature 2009年01月01日]