今日天文恒星从诞生到死亡第四章读书笔记(四)
4.望远镜
4.1光学望远镜
1.望远镜的主要功能就是在天空中给定的区域内捕捉尽可能多的光子，并将它们聚焦成一束光线以进行分析。
2.光学望远镜专门用于收集人眼可见的波长。光学望远镜分为两种基本类型：折射式和反射式。
3.折射是当一束光线穿过一种透明介质(如空气)进入另一种介质(如玻璃)时发生弯曲的现象。
4.折射式望远镜用透镜收集和聚焦光束。如图4.1展示了如何利用在棱镜的两面发生的折射来改变光束的方向。在棱镜中，所有的光线平行于透镜的主轴入射，不管光线距离轴有多远，折射后都通过一点，即焦点。主镜到焦点的距离被称为焦距。
5.反射式望远镜是利用曲面镜代替透镜来聚焦入射光的。如图4.2，光线被抛光的镜面反射回来，以与入射角相同的角度离开镜面。反射式望远镜的镜面构造使得所有平行于镜面主轴入射的光线反射后通过焦点。
6.在天文学范畴中，聚集入射光的镜面通常被称为主镜，这是因为望远镜常常包含不止一面镜子。主镜的焦点因此被称为主焦点。
7.天文望远镜常常被用来获取观测视场。
8.大型望远镜主焦点上形成的图像实际上相当小------整个视场的像可能仅仅只有1cm的跨度。
9.再用照相底片或数字图像记录前，望远镜成的像会通过一个被称为目镜的透镜放大。放大后的图像的角直径要远远大于望远镜的视场，能够分辨更多的细节。
10.图4.3所示的两种望远镜设计实现了相同的目的：来自遥远天体的光被接收并聚焦成像。
11.下面列举了几点重要的因素倾向于选择反射系统，而不是折射系统。
- 事实上，光必须通过折射式望远镜的透镜是一个主要的不利条件。折射式望远镜里的透镜会让红光和蓝光聚焦在不同点。这种缺陷被称为色差。精心的设计和材料的选择能在很大程度上弥补这一缺陷，但它是非常难以完全消除的。显然这种问题不会发生在镜面上。
- 当光通过透镜时，其中一些被玻璃吸收了。对可见光辐射来说，这样的吸收是相对微小的问题，但对红外和紫外观测来说，这是很严重的问题，因为玻璃阻挡了电磁波谱在这些波段范围内绝大部分的辐射。然而，这样的问题并不会出现在镜面上。
- 大的透镜会十分笨重。由于只能绕其边缘进行支撑(避免阻挡入射的辐射)，所以透镜会在自身重力作用下发生变形。而镜面不会有这样的缺点，因为可以从整个后表面来支撑。
- 透镜有两个表面，每个面都必须精确的加工和打磨------这实际是非常困难的任务。但是，镜面只有一个面。
12.如图4.4展示了一些反射式望远镜的基本设计。来自恒星的辐射进入仪器，向下通过主镜筒，投在主镜面上并反射回位于镜筒顶部附近的主焦点。天文学家有时会把记录仪器放置在主焦点上(这里悬挂笨重的装置会带来不便)；更常见的是，光在传向焦点的路径上被副镜截获并重新定向到更方便的位置(图4.4b~d的做法)。
13.在牛顿式望远镜里，光在到达主焦点前被捕获，然后被偏转90°，一般情况下导向位于仪器旁边的目镜。广泛用于小型反射式望远镜，但在大型仪器中相对罕见(由于大型望远镜中，牛顿焦点可能在距离地面很高的地方，这是难以放置仪器的地方)。
14.主镜反射向主焦点的光被小一些的副镜截获，并将其向下反射穿过主镜中心的小孔。这样的设计被称为卡塞格林式望远镜。星光最终汇聚到主镜后面的一点，被称为卡塞格林焦点。
15.更复杂的观测设置需要星光被几个镜面反射。按照卡塞格林的设计，光首先被主镜反射向主焦点，然后被副镜向下反射通过镜筒。接着，小得多的第三块镜面将光反射到望远镜外，即内氏焦点(水平焦点)，光束由于内氏焦点上并排安置的探测器进行分析，还可能进一步利用一些镜面将光束导向一个环境可控的实验室中，即折轴室。
4.2望远镜的大小
1.望远镜口径的稳定增长的两个原因：
- 与望远镜可以聚集的光线多少------望远镜的聚光能力有关
- 与通过望远镜可以看到的细节程度------望远镜的分辨能力有关
2.使用更大望远镜的一个重要原因无非是它有更大的接收面积(即能够收集辐射的总面积)。
3.望远镜的反射镜(或折射透镜)越大，聚集的光也越多，就更容易观测和研究天体的辐射特性。图4.6通过比较两个不同仪器所得到的仙女星系的图像，说明了望远镜尺寸增加的影响。
4.观测到的天体亮度直接与望远镜镜面的面积成正比，因而与镜面直径的平方成正比。
4.大型望远镜的第二个优点是它们出色的角分辨率。分辨率是指任意设备，产生视场里位置紧密的天体的清晰的，单独图像的能力。分辨率越精细，我们越能更好地区分天体并发现更多的细节。
5.由于天文学中经常关注角度的测量，因此角分辨率是决定我们是否能够看到精细结构地因素。图4.7展示了随着望远镜角分辨率的变化，两个天体(恒星)的形状变化。图4.8展示了提高分辨能力后得到的仙女座星系在不同分辨率下的图像。
6.限制望远镜的分辨能力的一个重要的因素就是衍射，光在拐角处倾向弯曲的趋势------就衍射而言，所有其他类型的波也有这一问题。
7.平行光进入望远镜时，光线稍稍有些发散，从而使得光束无法聚焦到一个点。衍射给任何光学系统都带来一定的"模糊性"或是分辨率的损失。
8.模糊的程度------可以分辨的最小角间距------决定了望远镜的角分辨率。衍射的大小正比于辐射的波长，与望远镜镜面的直径成反比。对于圆形镜面和其他完美的光学系统，有下面公式：
4.3图像和探测器
1.电荷耦合器件(CCD)的电子探测器被广泛使用，它们直接将结果输出到计算机上。CCD由一块硅晶片构成，晶片被分成许多叫作像素的二维排列图像元素。
2.如下图4.9所示，当光线打到像素上时，就会在其上累积一个电荷。电荷的多少直接与打到每个像素上的光子数目成正比------换句话说，与那一点上光的强度成正比。电荷的累积被计算机监控着，由此得到二维图像。
3.CCD通常只有几平方厘米的面积，可能包含几百万个像素，一般排列成正方形的网格。
4.CCD有两个重要的优势：
- 首先，CCD比照相底片的效率更高，能记录下多达90%的入射光子；相比之下，照相方法只能记录不超过5%的光子。这种差异意味着，使用相同的望远镜和相同的曝光时间，CCD能显示的天体要比照相底片能显示的天体暗1/10~1/20(其意义在于能够显示更暗的天体)。或者说CCD能在照相技术所需时间的1/10记录同样的细节层次。
- 第二，CCD产生的是图像数字化后的如实反映，可以直接存储在磁带或磁盘中，或者更常见的是，通过计算机网络传输。
5.曝光是指摄影过程中允许进入镜头照在感光媒体(胶片相机的底片或是数字照相机的图像感测器)上的光量。
6.曝光可以经由光圈，快门和感光媒体的感光度的组合来控制。曝光就是光圈，快门和感光度(ISO)的组合。
7.光圈(值)大小其实就是那个小圆窗户开多大，快门(速度)就是窗户打开多久。假设窗户只打开1/4，时间为4秒钟可以正确曝光的话，很显然，窗户打开一半，时间2秒钟也能让底片正确曝光，因为，进光量都是一样多。f4表示是4.0的光圈，f5表示是5.0的光圈，数字越大，光圈越小。
8.ISO决定ISOCCD/CMOS的感光速度。如果进光量不够，我们可以开大光圈或者降低快门速度，还是不够的话就提高感光度(ISO)。
9.计算机也广泛用于降低天文图像里的背景噪声。噪声是任何能破坏信息完整性的事物。
10.噪声破坏望远镜图像的几个原因：
- 望远镜视场内暗弱的，无法被辨别的光源，以及由地球大气散射到视线方向上的光。
- 来自于探测器本身的缺陷
11.恒星的一个非常基本的属性是其亮度------每秒钟探测器上接收到的来自于恒星的光能量。亮度的测量被称为测光。
12.天文学家常常结合有色滤光片的使用来进行测光测量，以限制所测量的波长。有许多标准的滤光片存在，从近红外到可见光，再到近紫外波段，覆盖了光谱中各种"薄片"。
13.通过将注意力转向这些相对狭窄的波段范围，天文学家常常可以估计天体黑体曲线的形状从而能确定天体的温度，至少可以得到近似的温度。
14.滤光片也在CCD图像中使用，以模拟自然的色彩。例如，大多数HST(哈勃空间望远镜)的可见光图像实际上是由三幅原始图像复合而成，分别由红色，绿色和蓝色滤光片拍摄得到，然后再组合起来重新构成一副彩色图片。
15.通常天文学家想要研究入射光的光谱，会将大型光谱仪与光学望远镜配合使用。
16.由主镜收集的光可能会重新定向到折轴室，通过狭缝，利用棱镜或衍射光栅色散，然后导向探测器上。
4.4高分辨率天文学
1.当我们观测恒星时，大气湍流(沿视线方向上的空气产生的小规模气旋，它在光线到达仪器之前会使恒星的图像变得模糊如图4.10)使恒星与望远镜(或人眼)之间空气的光学性质产生持续不断的微小变化。
2.天文学家用术语"视宁度"来描述大气湍流的影响。恒星光线被扩散形成的圆被称为视宁圆面。施宁度小于1’'的台址被认为时好台址。
3.当前生成超锐利图像的技术所遵循的理念包括进一步的计算机控制和几个阶段的图像处理。在望远镜收集光线的同时，通过分析其生成的图像，可以时时刻刻地调整望远镜，以避免或补偿由于镜面变形，圆顶内温度变化，甚至大气湍流所造成地影响。
4.主动光学时旨在控制这种环境和机械波动地集光技术。如图4.11说明了主动光学如何提高图像分辨率。
5.通过采用自适应光学的方法可以有效解决大气湍流。这一技术是在图像曝光的同时，在计算机控制之下实际改变镜面的形状，以消除大气湍流的影响。
6.自适应改正在红外波段的应用要比光学波段更容易些，因为大气产生的扭曲要小些，并且红外更长的波长对镜面精确形状的严格要求宽松许多。如图4.12，4.13分别展示了自适应光学系统的工作过程和作用。
4.5射电天文学
1.射电望远镜具有一个巨大的，呈马蹄形状的底座，支撑着一面作为接收区域的巨大金属曲面天线。如下图4.14所示，天线捕获入射的射电波并把它们反射到焦点上，在焦点上，接收器探测信号并将它们传输到计算机中进行存储和分析。
2.操作射电望远镜类似于操作把探测仪器放置在主焦点上的光学反射式望远镜。然而，不像光学仪器能够同时探测所有的可见光波长，射电探测器在任何时候通常都只能记录一段窄窄的波长范围。为了观测不同频率的辐射，我们必须重新调整设备。
3.射电望远镜必须要建得很大，部分原因是因为宇宙射电源极其微弱。
4.由于衍射的影响，相比它们的光学对应体，射电望远镜的角分辨率通常非常差。射电波的典型波长比可见光得波长长约一百万倍，并且这些长波对应的角分辨率也很粗糙。即使是相当巨大的射电天线，也只能部分抵消这种影响。
5.射电望远镜比光学望远镜建造得大得多的原因在于它们的反射表面不需要像短波辐射所需的那样平滑。只要表面的不均匀性比要探测的波长小得多，那么表面反射就不会弯曲。
6.射电天文的优点：
- 射电望远镜可以24小时观测
- 接收射电信号不需要黑暗的环境，因为太阳是相当弱的射电能量源，它的辐射不会淹没掉从天空中其他地方传到地球的射电信号。
- 射电观测一般可以透过多云的天空进行。这是由于即使在恶劣天气下，射电望远镜也可以探测最长波长的射电波。因为大多数射电波的波长比大气中的雨滴或雪花的尺寸要大的多
7.射电天文学开辟了宇宙一个全新的窗口。主要有三个原因：
- 首先，就像在可见光波段明亮的天体不一定是强的射电源那样，宇宙中许多最强的射电源只发出很少的可见光或者根本不发射。
- 可见光可能会被辐射源视线方向上的星际尘埃强烈吸收，而射电波一般不会受到其间物质的影响。
- 宇宙中许多地方通过光学手段根本是不可见的，但在长波处却容易被探测到。
8.图4.15显示了猎户座星云的光学照片。射电图被绘制成一系列的等值线，连接射电亮度相等的地方。内部的等值线代表强一些的射电信号，而外部的等值线则代表较弱的射电信号。
9.光学图像中心附近的射电辐射最强，并朝星云的边缘减小。但射电和光学图像之间也有细微的差别，主要在星云主体的左上部不同，那里的可见光好像消失了，但是它存在射电波。
4.6干涉测量
1.射电天文学家可以使用被称为干涉测量的技术来克服相对较差的角分辨率这种限制。这种方法使获取更高角分辨率的射电图像称为可能，甚至好于用最好的，地面上的或空间中的光学望远镜所能达到的角分辨率。
2.在干涉测量中，两个或两个以上的射电望远镜协力用于在同一波长和同一时间观测同一天体。望远镜联合起来组成了一个干涉仪。
3.如下图4.16展示了一个大型的干涉仪------许多单独的射电望远镜组合为一个整体进行工作，通过电缆或无线连接。阵列中组成干涉仪的每个天线接收到的信号都被发送至中央计算机，然后合并并存储下来。
4.通过分析当信号组合在一起时会如何相互干涉，可以进行干涉测量。由于探测器处在距离光源不同的地方，它们记录到的信号相位会不一致。当信号结合时，它们会干涉相消，部分相互抵消。只有当探测到的射电波碰巧相位正好一致时，信号才会有益地结合起来，并产生强烈的信号。
5.本质上，
干涉仪是单一巨大天线的替代者。就分辨能力而言，干涉仪地有效口径是它最外部的两个天线之间地距离。
6.两个小型天线可以作为一个虚构但巨大的单一射电望远镜的直径两端，这样便能显著地提高角分辨率。
7.望远镜分隔开的距离越大------即干涉仪的基线越长------能够达到的分辨率就越高。
8.如图4.17图a的射电分辨率与图b的光学图像的分辨率相当。注意图b中的光学图像是真彩色，但图a中的射电图是用伪彩色表示的。伪彩色是常用于显示非可见光数据的技术。射电"颜色"不是代表辐射的实际波长，而是代表源的其他一些属性，这里代表的是射电强度，从红色到黄色增加。
4.7空间天文学
1.红外天文学涉及的宇宙现象范围很广，从行星和它们的母星到新恒星形成的浩瀚星际空间，再到遥远星系中发生的爆发性事件。
2.一般来说，红外望远镜与光学望远镜类似，但它们的探测器对长波辐射敏感。
3.比可见光波长更短的一边是紫外区域。波长从400nm(蓝光)延伸到几纳米，这部分光谱范围的探索最近才开始。
4.由于地球大气对400nm以下的辐射是部分透明的，并且对300nm以下的辐射是完全不透明的，因此天文学家无法在地面进行任何有用的紫外观测，即使是在最高的山顶观测。因此我们发射空间紫外望远镜是必要的。
5.高能天文学在X射线和伽马射线波段研究宇宙------这类辐射产生的光子频率最高，因此能量也最大。
6.我们必须在地球大气之外获得这些光子，因为它们都不会到达地面。
7.高能望远镜的设计差异是因为X射线和伽马射线不能再任何类型的表面发生反射。相反，这些射线往往会直接穿过，或者是被它们所接触的任何材料所吸收。然而，当X射线几乎是擦过某个表面时，会在某种程度上发生反射并成像，但镜面的设计相当复杂。
8.照相底片和CCD器件的探测模式不适合硬(高硬)X射线和伽马射线。相反，轨道飞行器上搭载的电子探测器对单个光子进行计数，结果随后被传回地面，以便进行进一步的处理和分析。
9.宇宙中光子数目似乎与它们的频率负相关。
