第四章　天文望遠鏡
前言

回大綱 

人類為什麼要花費龐大的預算在高山上建造大型的望遠鏡﹖為何要把望遠鏡送到外 太空軌道中﹖又為什麼要使用無線電望遠鏡、紅外線望遠鏡、紫外線望遠鏡、 X-光望遠鏡、γ-射線望遠鏡等各種不同波長的望遠鏡來從事天文學研究﹖試圖 回答這些問題為本章的主軸。

各種電磁波段的宇宙

回大綱 

  1. 電磁波譜

    依波長 分類，由長波長至短波 長可以分為：無線電 (R)、紅外線 (IR)、可見光 (V)、紫外線 (UV)、X-射線 (X-ray)、 γ-射線 (γ-ray, G)。

  2. 大氣視窗

    來自外太空的電磁波，因地球 大氣的選擇性吸收 ， 只有可見光與無線電波得以傳抵海平面，位於大部份水氣 之上的高山，除可見光與無線電波外，另可做紅外線天文 觀測。世界主要天文台皆建於高山之上： 夏威夷Mauna Kea (4200 m), 美國基特峰(Kitt Peak, 2000m), ESO (European Southern Observatory, 3000m), 澳洲塞汀泉 (Siding Spring m)。

  3. 各種電磁波段的宇宙

    在不同電磁波段看到的宇 宙 不同，也含有不同的訊 息 。

    1. 無線電波

      一般考量：

      • 能穿透星際塵埃
      • 能穿透地球大氣
      • 日夜皆能進行觀測
      • 需要極大口徑望遠鏡才能達到高解析度

      觀測目標：

      • 行星觀測
      • 行星、星際磁場

        電子在磁場中的高速運動會輻射出無線電波，可知銀河系的磁場分佈。

      • 星際雲氣

        由21cm無線電波的觀測，可以知道星雲中冷氫氣的含量，進而知 道原恆星產生之處。
        從一氧化碳(CO)分子光譜波段的觀測，可以知道分子雲、星際物質 、原恆星的分佈。

      • 本銀河系核心
      • 星系結構
      • 活耀星系
      • 宇宙背景輻射

        微波背景輻射（2.745°K）（COBE的結果）
        COBE: Cosmic Background Explorer﹙宇宙背景探測器)

      觀測議器：極大陣列(VLA)、 Arecibo望遠鏡

    2. 紅外線

      一般考量：

      • 能穿透星際塵埃。
      • 對地球大氣的穿透力有限，只能在高山或大氣外 做觀測

        近紅外線可穿過大氣，但會被H2O吸收，遠紅外線無 法穿過大氣。

      觀測目標：

      • 恆星誕生

        IRAS (Infrared Astronomical Satellite)發現織女星周圍有盤狀物。
        繪架座β星周圍的吸積盤

      • 星際塵埃，或冷星、太陽系行星
      • 本銀河系核心
      • 星系結構
      • 宇宙的大型結構

    3. 可見光

      一般考量：

      • 能穿透地球大氣，但有需考慮大氣消光與紅化效 應，高山觀測站有其必要。

      觀測目標：

      • 行星觀測
      • 星雲 與恆星演化
      • 星系結構
      • 宇宙的大型結構
    4. 紫外線

      一般考量：

      • 　
      • 無法穿透地球大氣，需建太空觀測站。

      觀測目標：

    5. X-射線

      一般考量：

      • 無法穿透地球大氣，需建太空觀測站。
      • 成像需採用特殊安排的鏡子

      觀測目標：

      • 恆星大氣、觀測爆炸的恆星
      • 中子星與黑洞：物質掉入中子星或黑洞的情形。
      • 星系團中的熾熱氣體
      • 活耀星系核或銀河系碰撞的情形。

        觀測衛星有HEAO I,II,III (High-Energy Astronomy Observatory) 其中HEAO II 稱為Einstein 望遠鏡。

    6. γ-射線

      一般考量：

      • 無法穿透地球大氣，需建太空觀測站。
      • 無法成像

      觀測目標：

      • 中子星
      • 活耀星系核或銀河系碰撞的情形。

        觀測衛星有Compton observatory。

天文望遠鏡

回大綱 
  1. 基本架構與考量
    1. 望遠鏡主要是由主鏡、尋星鏡與赤道儀或經緯儀所構成的， 另可外加導星鏡、照相機、CCD與電腦系統等週邊設備。
    2. 天文望遠鏡的分類：
      1. 折射式

        在二十世紀前非常風行。Yerkes天文台﹙美國芝加哥大 學﹚的40 英寸折射鏡 為此類之最大者。色像 差(chromatic aberration)為折射式望遠鏡最難以克服的問題 。此外，磨製大口徑且高精度的鏡片不易，建價昂 貴，鏡片沈重，易變形，也都是其致命的缺點。

      2. 反射式

        反射鏡為拋物線狀，以克服 球面像 差(spherical aberration) 。

        • 依反射式望遠鏡的分 類聚焦的型式可分為：
        • 主鏡式(Prime focus)

          最大型的望遠鏡常採用的聚焦形式。用以觀測 很暗的星體，但觀測者須在主焦聚觀測，使用上 較不方便。

        • 牛頓式(Newtonian focus)

          大型與小型望遠皆採用的聚焦方式。聚焦點在 側面，便於觀測使用。

        • 蓋塞革林式(Cassegrain focus)

          大型與小型望遠皆採用的聚焦方式。聚焦點在 後面，便於觀測使用。

        • 庫得式(Coude focus)

          將光程改變送至實驗室，直接以儀器記錄、分 析(例如光譜儀)。

        • 史密特式(Schmidt focus)

          為一廣角鏡，主要用於全天星野照像觀測。

        • 史密特─蓋塞革林式(Schimidt-Cassegrain telescope)

          為史密特式及蓋塞革林式的組成型式，是市面 上之小口徑天文望遠鏡最常採用的形式。

    3. 選擇天文望遠鏡的考量
      1. 聚光能力(light gathering power)

        與望遠鏡的口徑的平方成正比，也就是望遠鏡的口徑愈大， 望遠鏡的聚光能力愈強。

        例：人眼瞳孔的直徑約為0.8 cm，一台24cm口徑的望 遠鏡為人眼聚光能力的900倍。

      2. 解析能力 (resolving power)

        可解析角度 與望遠鏡的口徑的成反比，也就是望遠鏡的口徑愈大， 可解析角度愈小，解析能力愈強。

        可解析角度(resolution_angle, 秒角)：α= 1.22 λ/D。

      3. 放大能力(magnification)：M

        M = Fo/Fe

        放大率為物鏡焦長與目鏡焦長比。但對天文遠鏡而言，進入鏡 筒的資訊﹙光﹚為定值，放大影像，徒然將資訊分 散在較大的範圍，常無實值的助益，故不是購置天 文望遠鏡的主要考量。以更換不同焦長的目鏡，來 改變影像的放大率。

        * 買望遠鏡的要訣是口徑愈大愈好。

    4. 望遠鏡的限制
      1. 光害─由人類文明所造成的。 (參見外太空的地球夜景 ，基特峰與Tucson市， 洛山璣1908與1988， 街燈光中的獵戶座)
      2. 大氣消光─星光與大氣中的氣體分子散射，造成星光亮度的減少。 大氣層吸收各種波長的電磁波，使之變暗。在地面上可觀測的波長範 圍只有可見光與部分的無線電波段。
      3. 視像度(seeing，視寧度)─大氣擾動造成星光閃爍的程度。　
      4. 像差─望遠鏡本身所受的限制：

        (1)色像差(2)球面像差(3)彗形像差(4)十字像差。

    5. 望遠鏡的保養
      1. 望遠鏡需置於乾燥的環境下，避免主鏡長霉，並避免用手觸摸； 萬一主鏡長霉，最好是送代理商維修。
      2. 目鏡需置於乾燥箱中，若目鏡了可先用氣刷將灰塵吹掉， 再用無水酒精輕輕清洗，切勿刮傷鏡面；若是長霉，最好是送代理商維修。
      3. 赤道儀在操作中，需注意配重與離合器的開關，以免傷了赤道儀的齒輪系統。
      4. 使用時，慎防小零件的遺失。
  2. 輔助儀器與設備
    1. 赤道儀或經緯儀　：

      用以架設、支撐望遠鏡，可以和電腦連線，自動 追蹤星體。

    2. 電子式照像機(CCD Camara)：

      將影像數位化，可供電腦直接處理。

    3. 光譜儀(spectrograph) ：

      為外接儀器，可用以獲得恆星的光譜。

    4. 光度儀(photometer)：

      為外接儀器，可用以測得星光的強度。

    5. 電腦：

      用以操控望遠鏡，從事資料分析及影像處理。

  3. 現代的光學天文望遠鏡
    1. 蘇聯6 米望遠鏡， 5 米Hale 望遠鏡.
    2. 多鏡片式望遠鏡(MMT, Multi-Mirror Telescopes)：
      例如：

      • 位在美國亞利桑那州，Hopkins 山上的 MMT，是六個 1.8 米鏡片之組合，其有效的聚光能力，相當於一 個4.5 米的單鏡片望遠鏡。

      • 美國夏威夷州，Mauna Kea上的 Keck望遠鏡 ，是三十六 個1.8 米鏡片之組合，其有效的聚光能力，相當於一 個10 米的單鏡片望遠鏡。

    3. 全自動式測光儀(APT, Automatic Photometric Telescope)：
      全自動化的小型光學望遠鏡，由電腦控制進行變星 的觀測。
    4. 哈柏太空望遠鏡(The Hubble Space Telescope)
      1. 可觀測近紅外線，可見光及遠紫外線等波段。
      2. 沒有視象度的問題，解析度為Hale望遠鏡的10倍，觀測亮度 為Hale望遠鏡的100倍。
      3. 觀測目標：
        • 改進近星距離的測量。
        • 發現更遠的銀河系。
        • 近星的行星系統。
        • 土星、木星、金星與火星的大氣狀況。
        • 彗核的研究。
        • 外行星的環與衛星。
　

回大綱