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探索天文的利器──光學望遠鏡

2009/11/18 郭雅欣
審稿/陳文屏(中央大學天文研究所教授)
天文望遠鏡經過400年的演進,從手上一根細管,變成了座落於荒郊野外的龐然大物;從只能看見模糊影像的簡單工具,變成可以清楚看透星空的精密科學儀器。

 望遠鏡的發明,最早可以回溯到400年前,當時荷蘭的一位眼鏡製造商製造出史上第一座折射式望遠鏡,隔年著名的科學家伽利略將望遠鏡舉向天際,很快得到了許多重要的天文觀測結果,包括月球佈滿坑洞的表面、太陽黑子、木星的衛星等。


400 年前,伽利略以圖中的細管望遠鏡窺天,得到了許多重要的觀測結果。(影像來源:沛納海於 2008 年 10 月北京伽利略展)


 折射式望遠鏡的設計很單純,以一片凸透鏡當做物鏡,將平行射入的星光聚焦成像,再以另一片透鏡當做目鏡,將成像光線折射成平行光,射入觀測者的眼睛。然而折射式望遠鏡最大的問題就是「色差」:穿過太空入射到望遠鏡的星光,經常和太陽光一樣,是涵蓋了整個可見光範圍的白光,由各種波長的可見光組成,這些不同波長的光在通過玻璃製的物鏡時,會因為折射率不同,而聚焦在不同的點上,模糊了觀測影像。

 為了解決色差的問題,我們可以對鏡片做些改良,例如在鏡片旁多加一片凹透鏡,或使用較不易色散的螢石玻璃,或者,和16世紀的物理大師牛頓一樣,改用反射式望遠鏡。


折射式望遠鏡的物鏡容易有色差的問題(左圖),在其右方加上一個凹透鏡,是消色差的一種方法(右圖)。(電腦繪圖:姚裕評)


色差的解決方法:反射式望遠鏡


 在牛頓發明的反射式望遠鏡中,以一個凹面鏡做為主鏡,將入射的星光聚焦,並反射到一個小小的、與主鏡成 45 度角的平面鏡(副鏡)上,再反射進入觀察者的眼中。由於入射光在望遠鏡中全程都是反射,只有最後的目鏡是透鏡,所以因折射率不同而產生的色差問題比折射式望遠鏡輕微得多。


折射式望遠鏡(左圖)以凸透鏡做為物鏡,聚焦入射光再傳入觀測者的眼睛;反射式望遠鏡(右圖)則以凹面鏡做為物鏡,可避免色差的問題。(電腦繪圖:姚裕評)


 不過,折射式與反射式望遠鏡都會有「球面像差」的問題,也就是如果凸透鏡與凹面鏡的鏡面是球面,而非完美的拋物面的話,就無法將光聚焦到一點上。因此雖然磨製球面鏡比較容易,製造商還是得花點功夫製造拋物面鏡。


如果鏡面不是完美的拋物面,會使得光無法聚焦到一點上,形成球面像差。(電腦繪圖:姚裕評)


 和反射式比起來,折射式主鏡必須讓光穿透,因此僅能在透鏡邊緣做支撐點,這使得折射式主鏡尺寸的極限約為一公尺,不然無法托住鏡面;反之,反射式主鏡由於只有一面做為反射面,另一面即可當支撐面,主鏡可以做到數公尺大,加上鏡面較透鏡容易製作,因此目前主要的大口徑望遠鏡都選擇反射式的設計。


口徑是解析度的關鍵


 對於天文觀測者而言,不論使用的是哪一種望遠鏡,清晰明亮的觀測是最重要的,而這取決於望遠鏡的口徑,也就是物鏡的大小。望遠鏡的口徑越大,集光力越強,一般市售的天文望遠鏡口徑在幾公分到10幾公分,而我們的瞳孔直徑約0.7公分,也就是說,口徑7公分的望遠鏡,集光面積是瞳孔的100倍,等於使星光亮度增為100倍,因此可讓觀測者看見對肉眼來說過於黯淡的星星。

 另外,口徑越大的望遠鏡解析度越高,也就是在很小的角度內仍能分辨物體,清楚看見多顆星星,而不是一片模糊的影像。可分辨的最小角度(越小解析度越高)除了和口徑成反比外,也和入射光的波長成正比,換句話說,波長越短的光(如藍光)越容易分辨。


巨無霸望遠鏡


 人類對天文的觀測欲望當然不可能滿足於公分等級的口徑,為了看得更清楚、更深遠,望遠鏡終於從可以拿在手上、裝在自家頂樓的輕巧物品,演進成必須座落在荒郊野外、日夜凝望著天空的龐然巨獸。

 從1917年建造於美國威爾遜山、口徑2.5米的胡克望遠鏡,到1948年建造於美國帕洛馬山、口徑5米的赫爾望遠鏡,再到1990年代建造於智利、由四座口徑8.2米主鏡組成的超大望遠鏡,以及凱克雙望遠鏡──它建造於夏威夷茂納開亞火山上、由兩具口徑10米的望遠鏡組成,望遠鏡以每幾十年口徑就增大一倍的速度越建越大,而在建造的過程中,首要解決的問題就是:該怎麼做出這麼大的一面鏡子?

 太大片的鏡子容易變形,因此大多數巨型天文望遠鏡都以多片小鏡子組成,例如凱克望遠鏡就是以36片1.8米寬的弧形六角鏡,像蜂巢一樣、但帶點弧度地組合成10米寬的主鏡。但越多片小鏡子需要搭配的支撐架越多,控制系統也越複雜,因此如何在數量與尺寸間取得平衡,也是設計望遠鏡的一項考驗。預計於10年後完工的巨型麥哲倫望遠鏡,組成主鏡的是七面8.4公尺寬的鏡子,第一面已於2005年製作成功,這也是目前全世界最大的單面鏡子。

 做出口徑這麼大的望遠鏡,理論上應該能得到很好的解析度,然而地球大氣並非靜止不動,通過大氣的星光會受到大氣擾動的影響,使影像不斷晃動,解析度因此無法再提升。所以,巨型望遠鏡通常必須座落於晴天率高、大氣相對穩定的高海拔地區,並且利用自適應光學的方式,盡可能修正掉大氣的干擾。

 自適應光學的概念於1953年提出,在望遠鏡的主鏡後方(主鏡中間開一個洞)擺放一片很薄、可變形的反射鏡,當偵測器偵測到入射的扭曲影像後,反射鏡的形狀會快速改變(每秒數百到數千次,改變僅有數奈米),將入射光修正回來,以得到清楚的成像。在偵測入射光時,偵測器通常會鎖定在觀測目標附近的某顆明亮的星星,以它的扭曲情形做為修正標準。搭配了自適應光學的望遠鏡,可將解析度提升大約一個數量級,包括凱克望遠鏡等許多大型望遠鏡都搭配了自適應光學系統。


自適應光學系統可以即時地修正受到大氣干擾的入射光,避免望遠鏡的成像因大氣擾動而模糊。(電腦繪圖:姚裕評)


 此外,又大又重的主鏡容易因自身的重力而彎曲,或是受到外來風力、環境溫度不同而變形,因此大多數大型望遠鏡會配備「主動光學」系統,隨時偵測主鏡的扭曲情形做調整。由於這種變形是緩慢發生,主動光學修正的頻率不像自適應光學那麼高,每數十分鐘一次即可。

 幾百年來促使人們改良望遠鏡的動力,無非是對浩瀚宇宙的好奇與求知欲,今後的天文望遠鏡也將繼續挑戰科技的極限,帶領人們探究更多宇宙中尚未被發掘的奧秘。




望遠鏡上的小幫手──經緯儀與赤道儀


 用望遠鏡觀測天空時,必須將望遠鏡穩定指向觀測目標,因此通常會架在可以仔細調整觀星角度的架台上,就像是照相時常用的三腳架一樣。經緯儀是其中一種選擇,它有垂直和水平兩個轉動軸,可以調整望遠鏡的指向,讓星體出現在視野的中央。

 然而由於地球自轉的緣故,天體不會一直固定在天空中的同一位置,觀測者必須不斷微調經緯儀,相當麻煩,因此天文愛好者常選擇會隨著地球自轉同步反向轉動的另一種架台:赤道儀。使用者先將赤道儀上的極軸對準北極(大約就是北極星的方向),赤經軸上的馬達會以和地球自轉一樣快的速率往相反的方向轉,如此一來就能抵消地球自轉的效應,使天體一直停留在望遠鏡的視野內。


赤道儀可抵消地球自轉的效應,是天文觀測時的好幫手。(電腦繪圖:姚裕評)







延伸閱讀

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《觀念物理Ⅳ聲學.光學》,休伊特著,天下文化出版

《光學》,周趙遠鳳編著,儒林出版

高二課本《地球與環境》上冊


# 關鍵字:科學EasyLearn天文太空
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