哈勃的望远镜功能

科学仪器
通过观测天体光线的不同波长或光谱，您可以得知该天体的多种特征或属性。为此，哈勃望远镜配置了多种科学仪器。各仪器均采用电荷耦合器件（CCD）而非摄影胶片来捕捉光线。CCD将探测到的光线转换成数字信号，然后将其存储在望远镜上的计算机中，并发回地面。这些数字数据随后被转化成图像，就成了新闻和杂志上那些令人惊异的图片。下面让我们了解一下各种仪器。

宽视野行星照相机2号（WFPC2）
宽视野行星照相机2号（WFPC2）是哈勃望远镜的主“眼”，或主照相机。它与人的视网膜相似，有四个用于捕光的CCD芯片：三个低分辨率、宽视野并以“L”形排列的芯片和一个内置于“L”形阵列的高分辨率行星照相机芯片。这四个芯片同时暴露于目标物面前，而目标影像则位于适宜拍摄该目标的CCD芯片中央（不论该芯片分辨率是高是低）。它可以识别可见光和紫外光。WFPC2 可以通过各种过滤光器（红、绿、蓝）使图像的颜色更为自然，例如下面这副天鹰座星云图。

哈勃太空望远镜使用WFPC2拍摄的天鹰座星云图

近红外照相机和多天体摄谱仪（NICMOS）
星际气体和尘埃常常会遮蔽各种天体的可见光，然而，这些被隐藏的天体发出的红外光或热量可以被观测到。为了观测红外光，哈勃望远镜配置了三台高敏照相机，构成了NICMOS。NICMOS可以透过星际气体和尘埃进行观测，正如下面这幅猎户座星云图所展现的一样。WFPC2拍摄的可视图中，我们看到的是模糊不清的大团尘埃，而用NICMOS观测红外影像时却看到了云团里的星体。

WFPC2（左）和NICMOS（右）拍摄的猎户座星云图

由于对热量极为敏感，多天体光谱仪传感器必需放在一个77开氏度（约-196摄氏度）的大“保温”瓶里。起初，NICMOS要用104公斤的固态氮降温，而现在它可以利用一种类似冰箱的机器来有效降温了。

太空望远镜成像摄谱仪（STIS）
观测天体发出的光是一回事，但测出天体的成分是另一回事。来自星体或其他天体的颜色或光谱是该天体的化学指纹。特有的颜色告诉我们天体里包含了哪些成分，而每种颜色的深浅则显示出各种成分的含量。为了鉴别光的类型，即每种光特有的波长，太空望远镜的STIS将进入其中的光线分离开来，就像光透过棱镜产生彩虹一样。

除化学成分以外，光谱还可以告诉我们天体的温度和运动等有关情况。如果天体在运动，其化学指纹会向光谱的蓝端移动（表示正向我们运动），或者向红端移动（表示远离我们运动）。例如，STIS观测口瞄准了M84星系中心（以下图像左侧的蓝色长方形）。如果天体没有运动，那么观测口整块区域的光谱应该是一样的。然而，观测口中心的光存在蓝移和红移现象，这就表明这块特定区域（距核心26光年以内）正以400公里/秒的速度旋转。天文学家计算得出，要引起这样的旋转，这个星系的核心处肯定存在一个巨大的黑洞（相当于约3亿个太阳质量）。

WFPC2（左）和STIS（右）拍摄的M84星系图。STIS观测口聚焦于左侧蓝色长方形所标示的区域。

高级巡天照相仪（ACS）
哈勃望远镜的暗弱天体照相机（FOC）在2002年3月被替换为现在的高级巡天照相仪（ACS）。据CNN.com网站报道，其光学清晰度是FOC的10倍。有关ACS的更多信息，请查阅太空望远镜科学研究所页面。

例如，当观测参宿四（猎户座的一颗恒星，位置在猎户的肩膀上）时，通过FOC竟然能够看到该恒星的表面。这是人们第一次看到太阳以外的恒星表面。科学家们从图像判断参宿四表面有一个奇异的热斑，这个热斑的温度比该恒星表面其它部分要高2000开氏度（约1727摄氏度）。