小小天文台

漫天閃爍的星星是一個很浪漫的景象。但諷刺的是，它是天文學家害怕的事情。那是因為當恒星閃爍時表明地球大氣狀況很糟。隻有當地球大氣幹淨 穩定時望遠鏡才能産生天體非常清晰的像。但是有時地球大氣極不穩定，表明大氣中有無數 不斷移動的湍流。這時透過大氣觀察天體就像透過一條幹淨的急速流動的小溪看底下的東 西。小溪底下的物體像是不斷的波動，被水的湍流扭曲。同樣的，大氣湍流也把穿過它的光 線折射扭曲了。對于裸眼，這些不穩定的大氣是星星不多閃爍。望遠鏡使問題更複雜了，因 為在放大天體像的過程中，它也放大了大氣的擾動，是星星的像彌散成一個不斷變換大小和 形狀的光斑。天文學家把大氣不穩定的夜晚稱為大氣的視甯度不好。這樣，一架望遠鏡在某 一夜晚的分辨率比起其本身的尺寸跟依賴于大氣狀況。

天文台選址一般在光污染少的地方

選擇天文台新台址的 最大考慮是一個地方大氣穩定性或說好的視甯度的持續性。這樣的地方通常選在盛行風從比 較平坦的地形或海洋上吹來的較高的山峰上。如此平坦的地形産生的空氣流動可以保持光滑 平行，從而隻有盡可能小的垂直運動。這樣，比如 Kitt 峰國家天文台位于較平坦的亞利桑 那沙漠上幾公裡高的山峰上。世界上最好的一些天文台位于像夏威夷的一座名叫莫那克亞的 死火山和智利安第斯山脈一系列的山峰上，這些都在于這些地方的向風面是一望無際的海 洋。然而盡管在如此理想的地方，一些大望遠鏡的分辨率很少超過 1 角秒。

可以理解，天文學家不 僅希望找到大氣穩定的地方，它們也希望找到最晴朗的地方。這當然意味着每年有盡可能多 的無雲日。夏威夷的一些地方覆蓋着熱帶雨林，但是在 13000 英尺以上，莫那克亞的最高峰 如此之高，除了偶爾的大雪，它已超出了“氣象帶”。智利的那些天文台在幹燥的沙漠之上，一年也可能見不到一滴雨。

這看起來也很明顯，但當說到污染，光學天文學家關心的不僅僅是空氣中沒有那些化合物。他們關心的是另一種形式的其他他人沒有想過的污染，光污染。城市裡發出的燈光和車燈光射向天空洗去了暗星河銀河的光，使得一些天文研究除了在郊區實際上無法進行。向曾經是 20 世紀天文研究重地的威爾遜山和帕洛馬山，已經因為來自洛杉矶和聖地亞哥等大城市的光污染逐漸變得不能用了。甚至 Kitt 峰也日益受到圖森不斷膨脹的人口的威脅。天文學家已經搬向更遠的像在夏威夷和智利的山峰。

不需要減少晚上街道和高速公路需要的安全照明量，政府和大衆可以采取一些簡單的不需增加負擔的措施而顯著的減少它們産生的光污染。僅僅在路燈 上加上燈罩和使用不同的光給高速公路照明可以使我們重新擁有不僅是對天文觀測至關重要的也是不斷減少的自然資源的美麗星空。

有時天空看起來非常的晴朗但對于某些天文研究卻不能接受。對觀測光學這一精确測定天體視亮度的天文分支尤其正确。例如，實際上對裸眼來說不可見的一塊非常薄的雲，在這樣的儀器裡産生非常大的波動緻使數據報廢。

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望遠鏡的主鏡越大，它成的像越亮越尖銳。那麼為什麼不簡單的用一塊巨大的鏡子呢？問題就在于造這個鏡子的物質有一個承受力的極限，為了使望遠鏡的透鏡或凹面鏡能精确的把光聚成一個清晰的像，透鏡或凹面鏡的鏡面必須有精确到幾百萬分之一英寸的隻有光波長的幾分之一的鏡面形狀。現代磨制鏡面的工藝可以達到這樣的精度，但是鏡面重到一定程度以後會在自身的重力下變形。變形量不能達到眼睛看到的程度但是足夠把光扭曲到不能精确成像。

世界上最大折射望遠鏡主鏡口徑有 1 米。它位于威斯康星州芝加哥大學管理的葉克斯天文台。1948 年，加利福尼亞帕洛馬山上直徑 5 米的反射望遠鏡落成。幾十年内它始終是世界上最大的。直到 20世紀 70 年代，高加索山脈的一座 6 米的反射望遠鏡才落成，但是不幸的是它的光學系統始終不是太好。

20 世紀 80 年代一項令人激動人心的望遠鏡 設計技術的進步是天文學家否認了原來認為的光學望遠鏡尺寸有限制的想法。這一理念包括把幾個單獨的鏡片合成一個望遠鏡并使它們單獨接收到的光産生一個聯合的像。這樣的方法使單獨鏡片的總面積等效于整個它們聯合起來的面積。夏威夷莫那克亞山上的凱克望遠鏡用 36 塊直徑 1.8 米的鏡片拼在一起。1990 年首次進行測試，1996 年放在它旁邊的雙子鏡（凱克 2）開始加入。更大的多鏡面望遠鏡設計正在進行中。

在一個被稱為自适應光學的研究領域，科學家正在調查利用激光不斷探測望遠鏡上空的大氣并且把信号傳給計算機控制的支持主鏡的馬達使其精确的改變主鏡的形狀來抵消大氣湍動的變化。如果成功的話，這種望遠鏡可以達到前所未有的清晰度。

在最近的英國劍橋大學的一項實驗中，天文學家把來自三面指向同一目标的不同望遠鏡的光合成産生一幅圖像。主要原理是幹涉測量法，因為圖像是通過計算機分析來自不同望遠鏡的光的幹涉得到的。通過這樣的分析計算機能得到大量關于目标物體的信息并且最終産生和使用整個一塊面積等同于單獨望遠鏡之間相隔的距離一樣的像。在最初的實驗中，三架望遠鏡大約 20 英尺遠，這樣就模拟合成了一架有 20 英尺口徑的望遠鏡。結果是成了一幅等同于讓你在 600 英裡以 外看到一個許可證書的清晰度的五車二恒星系統的星像圖。不久望遠鏡可以被放得更遠來産生更高的分辨率。使用不同的分光儀，美國的一個小組最近得到一個好 10 倍的結果，分辨 了一對隻有 0.0032 角秒的雙星——相當于一輛在月球上的汽車看上去的尺寸。

從智利澳大利亞到美國都在計劃或正在建造其它的 光學幹涉儀。另外，凱克和凱克 II 能夠也正在準備這樣連接起來。随着計算機變得更快， 能夠處理越來越多的數據，這樣的系統在我們進入 21 世紀無疑會在天文領域扮演一個重要 的角色。盡管如此，這樣的系統也有它的缺點，就像生活中一樣，科學中也沒有免費的午餐。第一，這樣的系統需要大量的計算機功率。第二，圖像的最終完成需要望遠鏡幾天或幾個小時的時間。

這聽起來很奇怪，但卻是事實。大型望遠鏡是一個很昂貴的日用品而眼睛是一部不靈敏不客觀的設備。現代天文學家改為坐在 天文台裡花大量的時間看電腦屏幕。其中典型的是顯示天文學家正在研究的行星、恒星、星 系或其它物體。但是圖像也會經常的是附近的一個不相關的物體。并且圖像甚至不是來自主 鏡而是連在主鏡上的小望遠鏡。利用這個小望遠鏡和屏幕上對應的像，天文學家使主鏡跟蹤 天空中的物體。在其它的監視器上，它保存從比人眼更可靠的科學儀器上記錄下的數據并且 分析主鏡收集的他正在研究的天體的輻射。

現代成熟的遠程控制技術已經達到了可以讓 天文學家在晚間天文台隻有一個助手幫助打開關閉設備和糾正設備可能産生的錯誤下，通過 從他家或辦公室連出的計算機指導望遠鏡的工作。

當然，天文學家利用哈勃空間望遠鏡和其它繞轉的空間器作為天文台必須完全依靠來自地面的遠程控制。（隻有航天員偶爾拜訪哈勃空間望遠鏡做做修理或安裝新設備，天文學家是不讓接近的。）在這種情況下，經過特殊訓練的工程師和技師把天文學家想用哪台特殊設備觀測那個特殊天體的要求翻譯成計算機指令，通過電磁波傳送到航天器上。天文學家當時可以在他們正在做觀測的台站（隻要他們答應不碰任何東西）或者就呆在家裡通過郵件或計算機連接收到數據來做後面的分析。

照相術最早被引進天文領域是 19 世紀中葉。這個進步是令人振奮的，因為，第一次，天文學家可以客觀地記錄下他們的望遠鏡指向的物體而不要用他們的手畫，這樣一個天文學家可能和另一個記錄下的顯著不同。多年來，對膠片在天文領域應用的主要限制是它對光相對不敏感，别是天文上特别暗的天體。随着時間的推移，膠片提高了靈敏度，并且天文學家從在使用前在爐子上烤幹膠片到冷卻它發展了一系列技術改進它。雖然一些天文圖像是彩色的，但是為了天文研究的目的拍攝的照片大多是黑白的。

它就是 CCD 或者說電荷耦合器件。你可以在你家的可攜式攝像機中找到。這樣的設備是由幾萬到幾十萬個很小的被稱為像素的在曝光時産生電荷的光敏元組成。通過讀出每一個像素中的電荷計算機可以重現原來照射到 CCD上的光的分布從而成圖在監視器上顯示或打印出來。CCD 比照相膠片的優點是對光更敏感，膠片隻能用一次，CCD 可以一次又一次重複使用。另外的，CCD 圖像存儲在計算機裡，可以向其它數字圖像一樣改變對比，找出細節，從而可以電子化的處理。CCD 和其它的一些技術進步是今天的天文學家在同一時間内比他們幾十年前的前輩多得到幾百倍的數據。

如果在天文台進行傳統的照相，它可以簡單的在一間方便的暗室中進行。但當到了航天器上，拍攝和換膠片就不是那麼簡單了。所以現代的航天器用 CCD 和類似的照相機進行電子化的成像。圖像存儲在航天器上的計算機裡或者以數字的 形式存儲在磁帶裡，然後以電磁波的形式傳回地球，在地面上用計算機重新成圖。

光度計是用來精确測量物體有多亮的電子器件。物體可以是行星恒星星系或其它任何天體。天文學家用的光度計實質上等同于你可以在 35mm 照相機中找到得非常非常靈敏的光度計。光度計的核心是一塊在光落到上面時可以發射電子流的物質。光越亮，電子流越強。流的大小被記錄在計算機裡。通常，每次一系列的 慮光片被一次放在光源和光度計之間。這樣行星恒星星系或其它任何天體在不同顔色的相對 亮度就可以測量了。有時在光柱中放一個偏振片然後旋轉來看來自目标物體的光本身是不是

偏振的。

光譜儀是利用棱鏡或磨光表面的刻上 很多精細的平行條紋的衍射光栅把來自天體的光分裂成彩色的光譜。這個光譜被記錄在一張 膠片上，或者如果使用了 CCD，光譜的數據被收集存儲在計算機裡以備顯示或分析。從光譜 裡可以決定一個物體很多難以置信的性質，比如它的溫度、化學組成、尺寸、自轉速率、接 近或遠離我們的速率、磁場的強度和表現等等。再一次，在所有情況下，天文學家收集和研究光和其它形式的輻射。

科普完畢，本期主要是關于天文望遠鏡的嘗試介紹，看完你覺得你是不是學到了很多？歡迎關注~

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