0 引 言
目前针对月基紫外-光学-红外望远镜技术指标的系统性研究仍较为有限，而此类分析是实现望远镜构建的关键前提。本文以ILRS应用场景为例，围绕ILRS在月基紫外-光学-红外观测的主要科学目标，结合探测器技术发展水平、地月运载能力、月面工程约束等开展了定量化的需求和指标分析，明确各模块望远镜的结构、核心指标和技术发展方向，对于评估其工程实现可行性具有重要的意义。技术指标的提出不仅是实现科学目标的基础保障，也为未来的工程实现提供了关键参考，从而进一步推动月基天文观测的发展。
1 面向核心科学目标的观测需求分析
下面简要分析实现科学目标对观测数据的需求。月球表面无大气干扰的独特优势，可实现地基、天基平台难以达到的紫外至红外探测精度。研究星系的形成与演化关键的波段为远紫外（Far-ultraviolet，FUV）和近紫外（Near-ultraviolet，NUV）波段，FUV波段中包含Ly-α、CⅣ、OI等一系列重要电离气体诊断谱线，NUV波段中包含如MgⅡ和FeⅡ等关键谱线。此外，光学波段的Hα和OⅡ是最常用的恒星形成率（Star Formation Rate，SFR）指标，中红外24 μm波段也能够很好地补偿紫外波段被尘埃吸收的部分[21]。仅靠单一波段数据难以获得高精度的测量结果，多波段数据的融合能够显著提升SFR计算的准确性。因此，月基紫外-光学-红外望远镜的观测波段最好能覆盖100 nm~25 μm。同时，由于高能暂现源在爆发早期具有较高温度，根据黑体辐射理论，在近紫外波段进行观测也能够满足捕捉高能暂现源早期信号的需求。极紫外波段因覆盖从色球到高温星冕的宽温度范围谱线，成为探测恒星星冕物质抛射（Coronal Mass Ejection，CME）事件以研究系外行星宜居性的关键窗口，特别是在35 nm以下的波段中存在着大量由高温等离子体产生的原子发射特征谱线[16,22]。因此，望远镜应能够实现9~35 nm的极紫外波段内的窄带观测，以监测恒星CME从爆发到衰减的全过程，探测宿主恒星的光变曲线，并通过分析辐射增强和暗化特征研究恒星表面的爆发活动现象。
2 月基紫外-光学-红外望远镜指标分析
综合以上科学目标对观测能力提出的多重需求，在单一设备上难以同时实现大口径、大视场、高频次、多波段等需求。因此，初步考虑采用多观测模块方案，即月基紫外-光学-红外望远镜分别由大口径巡天望远镜观测模块、小口径望远镜阵观测模块和极紫外望远镜观测模块组成。
2.1 大口径紫外至红外巡天望远镜观测模块
为了覆盖更遥远、更暗弱的天体，更加准确地估算SFR，并实现紫外星表的动态构建与更新，本模块的核心指标需求为大口径、多波段协同和高巡天效率等。
2.1.1 望远镜构型
考虑到ILRS长期无人值守、短期有人维护的运行模式，地平式机架因其结构简单、质量轻、维护难度小等优势，可作为大口径紫外至红外巡天望远镜观测模块机架的首选方案。同时，地平式机架包络尺寸相对赤道式机架较小，更适配地月运载的空间约束，工程可实现性较高；但此类机架对望远镜的驱动控制、指向跟踪精度提出了较高的要求，且观测时需避开天顶周围5°左右的盲区。
紫外至中红外的宽波段观测对光学系统的要求严格：折射式光学系统存在色差问题，大口径光学透镜的制作和加工技术难度大，且透镜对紫外波段的透射率也较低。采用多镜反射系统可解决色差问题，且大口径反射镜质量较透镜更轻，更符合地月运载的轻量化要求。此外，离轴式反射系统可以避免中心遮挡的问题，但其光学系统包络尺寸更大；同轴式反射系统可以使望远镜结构更加紧凑，但存在副镜遮挡和副镜支架衍射等问题。在后续的工程设计中，需结合具体的科学需求、地月运载能力以及国内加工与装调技术水平，选择最适配的光学系统构型。
2.1.2 设备探测能力
望远镜单次观测能够实现的视场大小与巡天效率密切相关。本模块需实现对全部可见天区的观测；若不考虑地形遮挡，考虑到杂散光、月尘等环境因素的影响，为了尽可能覆盖任意可见天区，设备能够观测的天区应为地平高度10°以上任意位置，并避开5°左右的天顶盲区。
为了实现紫外星表的动态更新与构建，需达成以天为量级更新的快速巡天。现基于能在1天内完成全部可见天区巡天观测的假设计算：受月基环境宇宙线的干扰，望远镜单次曝光时间不宜过长，假设单次曝光时间为t0 = 10 s，读出数据及望远镜移动至下一片天区的时间间隔Δt = 10 s，则完成单次拍摄共需要t1 = t0 + Δt = 20 s。因此，24 h内总共可以实现最多4 320次观测。假设该望远镜视场为正方形，在沿经度或纬度方向进行巡天拍摄时，相邻天区重叠率取10%的典型值计算。以月面南极附近站点为例，月赤道以南绝大部分天区全年可见，假设拍摄顺序从可见天区的最低纬度处开始，望远镜沿纬度圈完成一圈拍摄后，移至下一个纬度处继续沿纬度圈拍摄，以此方法完成对地平高度10°~85°范围内天区的巡测。巡天过程示意图如图1 所示，其中蓝色部分为某次沿纬度圈一圈拍摄的天区，完成该圈拍摄后，绿色部分为下一次拍摄的天区。经计算，若该望远镜需要在1天内完成可见天区的巡天观测，其视场直径需不小于2.3°。
为了使所获得的紫外星表覆盖更多更远的目标，理论上望远镜口径应越大越好，但口径增大通常伴随着视场的收窄——口径影响探测深度，视场影响巡天效率，二者存在权衡关系。后续进行望远镜设计需根据具体任务需求和技术能力，对口径与视场进行系统的权衡和优化。
鉴于紫外、光学、红外波段在辐射特性和探测技术上的差异，该望远镜至少需要配置两个独立的焦平面：初步考虑焦平面A可采用f/4左右的焦比，用于紫外和光学波段观测；焦平面B采用f/12左右的焦比，用于近红外至中红外波段的探测，而波长超过2~3 μm的波段观测需考虑望远镜焦面与整体制冷。成像观测至少需五个探测器，分别覆盖FUV和NUV、光学、近红外（Near-infrared，NIR）和中红外（Mid-infrared，MIR）波段。应首选背照式电荷耦合元件（Charge-coupled Device，CCD）或科学应用互补金属氧化物半导体（Scientific Complementary Metal-Oxide-Semiconductor，sCMOS）以实现较高量子效率，且可以通过焦面拼接和主动控制技术实现大面阵探测器，从而在大口径的基础上满足大视场需求。
基于典型探测器参数作为输入，分析口径和极限星等的关系，计算所用探测器参数见表1 。在紫外观测中，星系演化探测器（The Galaxy Evolution Explorer，GALEX）任务提供了背景计数率数据：FUV和NUV波段的天空背景亮度分别为28.82星等/(″)2和27.58星等/(″)2[23]，因此，本文采用GALEX典型值作为紫外波段天空背景亮度。光学波段以V波段为典型，参考哈勃太空望远镜在计算中采用的23.00星等/(″)2标准[24]，假设月基平台观测时V波段天空背景亮度为23.00星等/(″)2。在红外波段方面，近红外1~2 μm波段的天空背景亮度在黄道附近约为23.00星等/(″)2，黄道面内约为21.50星等/(″)2[25]，本文取21.50星等/(″)2作为近红外参考值。OH[26]提出，大于10 μm波段的空间背景噪声水平约为5×10−4 星等/(″)2，因此中红外波段取17.20星等/(″)2作为天空背景亮度的参考值。
表 1 不同波段探测器参数Table 1 Detector parameters used in different bands |
| 探测器 | 覆盖波段 | 波段覆盖 | 像元尺寸 | 量子效率 |
| 1 | FUV | 100~190 nm | 20 μm | >15% |
| 2 | NUV | 165~320 nm | 10 μm | >25% |
| 3 | U、B、V、R、I | 330~390 nm | 10 μm | >50% |
| 393~483 nm | >85% | |||
| 502~588 nm | >90% | |||
| 566~716 nm | >80% | |||
| 723~873 nm | >40% | |||
| 4 | NIR | 0.8~5.0 μm | 18.0 μm | >60% |
| 5 | MIR | 5~25 μm | 25 μm | >40% |
通过设置望远镜光学参数、探测器参数、观测条件参数、滤光片参数、系统效率、成像质量参数和拍摄参数，基于星等公式和信噪比公式，模拟实际观测过程中的各因素影响，利用数值仿真平台对望远镜的探测极限星等、视场、像元比例尺等指标进行估算。图2 展示了在典型任务的天空背景亮度条件下，按照前文参数与织女星光谱数据，在不同口径与不同曝光时间下，在紫外、光学和红外波段信噪比为5时的探测极限星等；表2 展示了曝光10 s的部分计算结果。随着望远镜口径的增大，可通过探测器的焦面拼接技术扩大靶面，以保证视场不小于2.3°，但会适度牺牲空间分辨率。
图 2 不同波段望远镜探测极限星等随口径的变化（5σ）Fig.2 The variation of the limiting magnitude with aperture size in different bands (5σ) |
表 2 不同口径望远镜的探测能力对比(10 s, 5σ)Table 2 Comparison of telescope detection capabilities (10 s, 5σ) |
| 覆盖波段\口径 | 1 m | 2 m | 3 m | 6 m | 8 m | 10 m |
| FUV | 17.8星等 | 19.3星等 | 20.1星等 | 21.6星等 | 22.3星等 | 22.8星等 |
| NUV | 20.0星等 | 21.5星等 | 22.4星等 | 23.9星等 | 24.5星等 | 25.0星等 |
| U | 20.1星等 | 21.6星等 | 22.5星等 | 24.0星等 | 24.6星等 | 25.1星等 |
| B | 21.8星等 | 23.3星等 | 24.2星等 | 25.7星等 | 26.3星等 | 26.8星等 |
| V | 21.4星等 | 22.9星等 | 23.8星等 | 25.3星等 | 26.0星等 | 26.4星等 |
| R | 21.6星等 | 23.1星等 | 23.9星等 | 25.4星等 | 26.1星等 | 26.6星等 |
| I | 20.4星等 | 21.9星等 | 22.8星等 | 24.3星等 | 24.9星等 | 25.4星等 |
| NIR | 19.9星等 | 21.4星等 | 22.3星等 | 23.8星等 | 24.5星等 | 24.9星等 |
| MIR | 16.5星等 | 18.0星等 | 18.8星等 | 20.3星等 | 21.0星等 | 21.5星等 |
分析表明，若望远镜的口径达到3 m时，在FUV和NUV波段单次曝光10 s可实现约20.1星等（5σ）和22.4星等（5σ）的探测能力，能够满足紫外星表构建的基础需求。得益于月基平台的高稳定性，未来有望在月基观测平台上实现更大口径的望远镜；若将口径提升到10 m，其探测深度可提升至FUV和NUV分别为22.8星等（5σ）和25.0星等（5σ），从而实现更遥远暗弱天体的探测。
2.1.3 工程可实现性分析
结合国内技术水平与地月运载能力，该模块初期总质量初步考虑不超过1 t。采用“环月轨道器＋月面着陆器”的运输方式，对于较大口径望远镜，可采用折叠运输并在月面展开，或拆分运输后在月面拼接的方式，降低运载难度。由于月球表面低重力且环境稳定的特性，随着未来技术的发展，月基望远镜部署完成后仍可通过增加子镜或将多台望远镜组成干涉阵列等方式，进一步提升望远镜的探测能力。
2.2 小口径近紫外望远镜阵观测模块
暂现源具有一定随机性和难以预测性，为了最大限度捕获各方向的暂现源并获取其目前最稀缺的极早期快速光变数据，本模块须具备秒级时间分辨率，实现对月面地平高度10°以上全部天区的全天时连续观测。
2.2.1 望远镜构型
目前仅靠单个望远镜难以实现这一需求，大视场和大口径的兼顾也存在较大挑战。因此，可以考虑多个小口径在单个半球面载体或矩形载体上组成望远镜阵列，实现对全部可见天区的全覆盖观测。若采用成长型建设模式，前期可通过数台小口径望远镜组成小阵列，并结合地平式机架，实现分钟至数十分钟量级回访频率的全天观测。
小口径望远镜需要满足大视场、结构紧凑等需求。可采用折射式或折反式望远镜设计，其中施密特-卡塞格林折反式光学系统具有视场大、结构紧凑、成像质量好等优势，封闭镜筒结构也能够有效减少月尘对光学镜面的污染，但该系统中心副镜对主镜有所遮挡，会小幅降低通光效率。在后续工程设计中，需根据具体的科学需求、月面部署场地条件及未来技术发展水平，选择最适配的光学系统。
2.2.2 设备探测能力
为了有效捕捉暂现源，望远镜的时间分辨率必须高于目标事件的典型时标。许多暂现源的关键物理信息出现在爆发后的几秒到几分钟内，这些过程的时标极短，因此不仅要求望远镜具备快速指向与探测能力，也对探测器的时间分辨率提出了极高的要求。针对当前短时标暂现源数据不足的问题[27]，该设备需以尽可能短的曝光时间去开展全天监测。为了实现不低于现有设备的时间采样率，并捕捉大部分典型暂现源爆发现象，假设单台望远镜的曝光时间为1 s且能快速读出数据，则时间分辨率可达到秒级，从而实现快速全天实时暂现源捕捉。
图 3 不同波段下望远镜极限星等和视场随口径的变化（1 s, 3σ）Fig.3 The variation of the limiting magnitude and field of view with aperture size (1 s, 3σ) |
表 3 不同口径望远镜对应的视场和分辨率Table 3 The field of view and resolution with different aperture sizes |
| 口径 | 8 cm | 10 cm | 12 cm | 14 cm | 16 cm |
| 像元分辨率/像素 | 10.31 ″ | 8.25 ″ | 6.88 ″ | 5.89 ″ | 5.16 ″ |
| 视场 | 25.78° | 20.63° | 17.19° | 14.73° | 12.89° |
| 覆盖全部可见天区所需数量/个 | 42 | 63 | 87 | 114 | 146 |
按照第2.1.2节中计算望远镜完成巡天所需要的单次视场的方法逆推，可以计算出已知视场大小的单个小望远镜覆盖全部可见天区所需要的数量。此处的全部可见天区为月球地平10°以上的全部天区，观测视场间的天区重叠以10%的典型值为例，计算结果见表3 。
然而，上述望远镜阵列数量规模较大。随着未来技术的发展，可通过更大靶面的探测器，在保证像元分辨率的前提下增大单个望远镜的视场，从而减少望远镜的数量。此外，未来也可调整观测方案，不采取全部可见天区同时观测的模式，而是通过少量小口径望远镜组成的超大视场，并借助转台对全部可见天区进行巡天观测。若视场足够大，仅需较短时间即可完成全部可见天区的暂现源搜寻，同样能较好地实现科学目标。
2.2.3 工程可实现性分析
小口径望远镜采用标准化设计和批量生产，单台望远镜质量初步考虑不超过10 kg，总质量不超过1.5 t，可分批次成长型构建。目前国内已具备近紫外波段大面阵背照式CCD和sCMOS的生产能力，随着下一代紫外探测器的研发与应用，未来可以通过优化探测器以提升探测深度，实现更加暗弱的暂现源捕捉。
2.3 极紫外望远镜观测模块
以全新角度研究系外行星宜居性，关键在于在极紫外波段实现对宿主恒星长期连续测光，以及高时间采样率的光变曲线探测。
2.3.1 望远镜构型
本观测模块与前两个模块一致，采用地平式机架，也可考虑与第一个模块共用机架。极紫外波段具有极强的电离性，普通光学材料对其透射率几乎为0，因此无法使用折射式光学系统。掠入射反射式光学系统是极紫外波段天文观测的主流光学系统，国内的极紫外相关技术正在迅速发展，本模块工程可实现性较高。
2.3.2 设备探测能力
月球提供了稳定的观测平台，可支持对特定天区长达数周、数月甚至更长时间基线的连续不间断监测。因此，在月面部署极紫外望远镜对捕捉偶发且持续时间较长的CME事件具有重要意义。
该科学目标的主要观测目标是点源，对视场要求不高，因此可采用中等焦比（如f/8）。这一焦比既能保证良好的成像质量、减小光学像差，又能使望远镜的结构更为紧凑，便于地月运输以及在月球上部署和维护。
2.3.3 工程可实现性分析
本模块整体较小，总质量可控制在20 kg以内，可与大口径巡天望远镜模块或者小口径望远镜阵模块联合运载，无需单独发射，以降低工程成本。随着技术的发展，未来还可继续增加软X射线波段观测通道，实现极紫外和软X射线的联合观测，进一步提升研究恒星活动对系外行星宜居性影响的能力。
3 月基紫外-光学-红外望远镜
综上所述，三大观测模块相互配合、优势互补，能够较好地实现月基紫外-光学-红外天文观测的多层次科学目标。
针对星系的形成与演化及构建动态更新的紫外星表的需求，大口径巡天望远镜观测模块应具备米级至十米级口径，并配置不少于两个独立焦平面，以适应紫外、光学、红外波段的不同观测特性。当望远镜达到3 m时，曝光10 s后，在FUV和NUV波段预计可分别达到约20.1星等（5σ）和22.4星等（5σ）的探测深度。为了兼顾大口径和大视场的需求，需要采用焦面拼接技术构建超大靶面探测器，以实现不低于2.3°的视场覆盖。结合20 s的时间分辨率，实现天量级的巡天回访率，从而支持紫外星表的动态更新。同时，将望远镜的波段覆盖拓宽至100 nm~25 μm，结合光学至中红外波段观测数据，可实现更加精细的恒星形成率测量。
针对探寻高能暂现源及各类变源的小口径望远镜阵观测模块，需至少覆盖220~290 nm的NUV波段。为了应对当前短时标暂现源观测数据不足的现状，提出需要秒级的时间分辨率。为实现全可见天区的连续监测，可采用口径约为10 cm的小望远镜，结合较小焦比以实现较广视场。若搭载可覆盖NUV（220~290 nm）波段的背照式CCD，当口径达到14 cm时，单个小望远镜可实现约217平方度的视场；理想情况下，通过将114台望远镜安装在单个半球面载体上，即可实现月球地平10°以上全部可见天区的视场覆盖。
针对通过恒星CME事件研究系外行星宜居性的极紫外望远镜模块，需要实现9~35 nm的极紫外波段内的窄带观测，并进行长期的测光观测以监测恒星的光变曲线，其有效面积应不低于10 cm2。
同时，结合ILRS的建设条件，月基紫外-光学-红外望远镜可由ILRS系统统一的能源、通信等提供电源和通信支持，以满足月面昼夜连续观测的功耗、设备控制、数据传输与存储等需求。
4 月面环境对月基紫外-光学-红外望远镜的挑战
尽管月球提供了无大气的理想观测条件，但其极端的物理环境仍对月基紫外-光学-红外望远镜的设计与运行构成多方面约束。
月球表面缺乏大气层与磁场，直接暴露在宇宙线和太阳高能粒子辐射环境中[29]。高能粒子会在探测器中产生电离效应，在成像数据中产生随机亮点或条纹，影响观测数据质量。为降低这一影响，需要严格控制单次曝光时间，并设计具有抗辐射能力的高效探测器。此外，在设备长期运行过程中，辐射也会对探测器性能产生累积损伤；为应对这一挑战，未来可以采用辐射屏蔽技术或辐射耐受性较强的材料，同时进一步优化观测策略的动态调整及数据处理流程，以提升整体科学产出的质量。
月面环境中极端的温度变化也是影响望远镜成像质量的重要因素。月面温度在昼夜之间可变化超过300 ℃，会导致望远镜结构产生显著的热膨胀与收缩，从而影响光学系统的焦距与指向精度。而极区环境的温度波动显著降低，特别是在永久阴影区内可维持长期低温稳定环境，但极区永久阴影区的探测仍然是一个亟须解决的问题[30]。永久阴影区对红外波段观测有显著优势，未来可考虑不同设备及不同波段的特殊需求，进行分布式布局。此外，在这种环境下，系统需要具备一定的自适应能力，以在极端温差下保持观测性能。
月尘是影响月基望远镜长期性能的重要环境因素。月尘颗粒细小且形状不规则，在静电作用下容易悬浮并沉积于光学镜面，导致透过率下降与散射光增强[31]。长期运行中，月尘对望远镜的影响会愈加明显，尤其会严重损害光学元件的光学性能和探测器的灵敏度。为了减缓月尘对系统的影响，未来可以采用一系列防尘措施，如光学镜面覆盖抗尘涂层、使用静电除尘技术，或设计具有自动清洁功能的系统定期清理光学镜面；同时，通过合理设计观测时间窗口，避开月尘活动最强的时段，也可以在一定程度上减缓污染。
综上所述，引入辐射屏蔽、自适应、静电除尘等技术，不仅能够有效应对月面环境中的各类挑战，还能够提高月基紫外-光学-红外望远镜的长期稳定性和科学产出质量。这些技术的应用将为月基望远镜的设计提供更为坚实的技术支撑，确保其在极端环境下运行的可靠性。
5 结 语
本文围绕ILRS月基紫外-光学-红外望远镜的三大核心科学目标，定量化地计算了其关键技术指标，完成了从科学需求到技术指标的系统分析。鉴于单一望远镜难以同时满足深空巡天、高时间分辨率全可见天区监测、极紫外观测等不同性能制约的观测需求，采用模块化架构以兼顾多重性能要求。
然而，该方案在带来显著科学效益的同时，也面临着一些工程与技术上的挑战。例如，实现如此宽波段覆盖，对设备的光学系统设计、探测器材料选取等提出了较高的要求；月面的极端环境也不容忽视，巨大的昼夜温差对设备热控提出了较高的要求，月尘对光学镜面、机械结构也构成了一定的挑战。通过先进技术的引入，可以有效应对这类挑战。
结合ILRS长期无人值守、短期有人维护的运行模式特点，在后续研究与工程实践中，可引入人工智能技术赋能观测全流程，提高在观测策略规划、数据处理与分析等环节的精度和效率，为获得高质量月基紫外至红外天文观测数据、实现月基天文观测科学目标提供有力支撑。