望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)系統(tǒng)課件

1、5.1.1 黑暗中尋找光明天文學(xué)是一門觀測的科學(xué)，但與一般的科學(xué)實驗有何不同？天文研究的對象多是遙不可及的遠(yuǎn)方天體，天文學(xué)家只能藉測量、解析天體發(fā)出的電磁波（光子）了解其性質(zhì)。天文學(xué)家收集光子的最得力工具？望遠(yuǎn)鏡！ 電磁波接近地球時，哪些波段可以穿透大氣層？課本圖2.4為何需將望遠(yuǎn)鏡放到外太空？5.1.3 觀測宇宙的方法與工具望遠(yuǎn)鏡出現(xiàn)前，天文觀測儀器主要目的：測量天體在天球上的位置。伽利略將天文學(xué)帶入望遠(yuǎn)鏡時代，天文學(xué)家便藉由增加 大小提升觀測極限。並發(fā)現(xiàn)過去看不見的天體或已知天體在形態(tài)上的細(xì)節(jié)。鏡面伽利略在400年前觀測天體所使用的望遠(yuǎn)鏡。英國羅斯勳爵（19世紀(jì)）用72吋望遠(yuǎn)鏡觀測手繪的M

2、51。美國里克天文臺（Lick）91公分搭配傳統(tǒng)底片於1900年所攝得。哈柏太空望遠(yuǎn)鏡以不同波段濾鏡觀測，並以CCD記錄下來。望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)系統(tǒng)：望遠(yuǎn)鏡如何聚焦成像？望遠(yuǎn)鏡要收集發(fā)自天體向四面八方飛去的光子，還要將其 到一固定的位置。聚焦較早的望遠(yuǎn)鏡利用透鏡將入射的光子折射到焦點(diǎn)後發(fā)展成以面鏡取代透鏡，以反射的方式來聚焦。現(xiàn)在研究型望遠(yuǎn)鏡，大多以反射式為主，包含電波望遠(yuǎn)鏡。圖片來源：http:/.tw/lot/鹿林天文臺一米望遠(yuǎn)鏡也是反射式的！集光能力：一般天體每秒輻射出來的光子，不是全數(shù)朝向觀測者飛奔而來，而是向四面八方飛去。所以口徑愈 的望遠(yuǎn)鏡可以攔截到較多的光子，也就能更靈敏地偵測到天空中

3、的暗源，以及更遠(yuǎn)的天體。因此有更大鏡面面積的望遠(yuǎn)鏡時，能探索更遠(yuǎn)或更早以前的宇宙大影像解析能力：望遠(yuǎn)鏡能偵測到更暗的天體，提供遠(yuǎn)方天體在夜空中的空間性質(zhì)，例如辨認(rèn)出天上的雙星系統(tǒng)；伽利略用望遠(yuǎn)鏡才發(fā)現(xiàn)月球表面的坑洞，以及銀河乃由繁星所組成。圖 5.12高靈敏度的觀測數(shù)據(jù)（通?？山逵砷L時間曝光或大口徑望遠(yuǎn)鏡達(dá)到）可讓極為黯淡的天體（b）現(xiàn)身於看似空無一物的漆黑夜空（a）中。圖 5.13哈柏太空望遠(yuǎn)鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。圖 5.13哈柏太空望遠(yuǎn)鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。圖 5.13哈柏太空望遠(yuǎn)鏡觀測到許多因引力 而相互吸引在一起的星系。記錄天文影像：透過望遠(yuǎn)

4、鏡，能看到過去是黯淡或空間上不可分辨的物體或結(jié)構(gòu)，但如果這些聚焦的光沒有記錄起來，只進(jìn)入我們視網(wǎng)膜及腦海中，則天體輻射出來的光子並不能隨曝光時間增加而累積起來。如何紀(jì)錄呢？底片與CCD5.1.4 近代的天文觀測科技天文望遠(yuǎn)鏡的演進(jìn)在過去400年間不時有技術(shù)上的突破，但最令人注目的成就主要發(fā)生在20世紀(jì)的後半期。1望遠(yuǎn)鏡逐漸從折射式，轉(zhuǎn)變?yōu)榉瓷涫?攝影術(shù)光譜儀、其他波段望遠(yuǎn)鏡興起。3傳統(tǒng)底片在20世紀(jì)末逐漸被 CCD取代。在前200、300年間： 為了觀測到更暗的天體、得到更好的影像解析度、降低地球大氣帶來的影響，近代的天文觀測科技有下列幾項特色：近代的天文觀測科技特色：一、 大型望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計二

5、、 太空望遠(yuǎn)鏡三、 陣列望遠(yuǎn)鏡四、 非可見光天文學(xué)近代的天文觀測科技特色： 一、 大型望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計 要偵測遙遠(yuǎn)黯淡的天體，望遠(yuǎn)鏡的靈敏度必須愈來愈好。增進(jìn)靈敏度的主要關(guān)鍵加強(qiáng)集光的能力，在可見光的波段，研究級望遠(yuǎn)鏡的口徑不斷增加。目前最大的口徑的等級為810公尺；下兩個世代將達(dá)30及100公尺等級。夏威夷毛納基山頂峰的凱克望遠(yuǎn)鏡圖片來源：/emastroianni/image/102721504/original夏威夷大學(xué)的凱克望遠(yuǎn)鏡為直徑10米反射式圖片來源：/wiki/File:Primary_Mirror_of_Keck_Telescope.jpg正在規(guī)劃中的美國30米可見光望遠(yuǎn)鏡正在規(guī)

6、劃中的歐洲的100米可見光望遠(yuǎn)鏡。因應(yīng)大口徑光學(xué)望遠(yuǎn)鏡的出現(xiàn)，引發(fā)以下兩項技術(shù)的發(fā)展：（1）合成面鏡：（2）自適應(yīng)光學(xué)凱克望遠(yuǎn)鏡主鏡片由36片口徑1.8米的六角形鏡片組合而成圖片來源：Mauna Kea Observatories（1）合成面鏡大面積光學(xué)面鏡改進(jìn)集光能力、影像解析能力。大氣造成的影像模糊變成亟需解決的問題。如何解決大氣擾動問題？自適應(yīng)光學(xué)：利用雷射光打入大氣再反射回來以計算大氣的擾動程度，而做即時的修正。威廉赫歇爾望遠(yuǎn)鏡美國的凱克望遠(yuǎn)鏡在使用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)前（左圖）後（右圖）所取得的海王星影像。近代的天文觀測科技特色： 二、 太空望遠(yuǎn)鏡 為了擺脫地球大氣對影像解析度或電磁波穿透

7、率所帶來的問題，最好的解決方案是把望遠(yuǎn)鏡放在大氣層外。20世紀(jì)後半期，人類陸續(xù)地把微波到伽瑪射線波段的天文望遠(yuǎn)鏡放在太空中，最家喻戶曉的是哈柏太空望遠(yuǎn)鏡圖片來源：/hubble-space-telescope-18-years-and-100k-orbits-later-still-ticking/近代的天文觀測科技特色：三、 陣列望遠(yuǎn)鏡：由於口徑愈大的望遠(yuǎn)鏡可獲得愈佳解析度的影像，所以天文學(xué)家便利用干涉原理將數(shù)個望遠(yuǎn)鏡組成一個陣列，用它們來同時觀測同一天體。由此所得的影像解析度理想上可以達(dá)到口徑大小相當(dāng)於陣列中相鄰最遠(yuǎn)望遠(yuǎn)鏡之間距離的單一望遠(yuǎn)鏡所得的結(jié)果。這種技術(shù)目前較普遍應(yīng)用在電波望遠(yuǎn)鏡，

8、但也逐漸擴(kuò)及於其他的波段。臺灣與其他國家合作的大型天文計畫次毫米波陣列望遠(yuǎn)鏡（SMA）與Atacama大型毫米及次毫米波陣列（ALMA），都是利用干涉技術(shù)的電波陣列望遠(yuǎn)鏡（下圖）。臺灣與其他國家合作的大型天文計畫SMA位於北半球的夏威夷。臺灣與其他國家合作的大型天文計畫ALMA位於南半球的智利。美國新墨西哥州的極大陣列(VLA)無線電波望遠(yuǎn)鏡圖片來源：http:/wiki/Very_Large_Array近代的天文觀測科技特色：四、 非可見光天文學(xué)：電波、高能以及紅外線天文觀測自從第二次世界大戰(zhàn)結(jié)束後陸續(xù)蓬勃興起，並持續(xù)發(fā)展中。只靠傳統(tǒng)的可見光望遠(yuǎn)鏡，我們對宇宙及天體本質(zhì)的認(rèn)識會極度不全的。電

9、波望遠(yuǎn)鏡讓我們找到宇宙起源的重要證據(jù)，以及星際介質(zhì)中許多重要的分子；形成恆星行星所需要的低溫氣體與塵埃則需透過紅外線的觀測；X光望遠(yuǎn)鏡則是搜尋宇宙中不同尺度黑洞的重要工具，並能偵測到宇宙中最熱的氣體：如數(shù)百萬度的日冕及星系團(tuán)中的熱氣體（圖5.2）。5.1.5 觀測宇宙的限制天文觀測除了上述儀器的能力限制外，還有來自大自然的限制：一、視野的限制二、光害的限制三、大氣的限制四、測距的限制5.1.5 觀測宇宙的限制一、 視野的限制：對地面觀測者，只能觀測 以上的半個天空，所以地面望遠(yuǎn)鏡的設(shè)置，或大型的觀測計畫，要考慮到觀測目標(biāo)是位在南天、北天、或全天。地平線 為顧及南北平衡，大型的研究望遠(yuǎn)鏡大多集中

10、在智利或夏威夷，為目前所知南北半球最佳地面觀測地點(diǎn)5.1.5 觀測宇宙的限制二、 光害的限制：對大多數(shù)的波段而言， 是最大的光害來源，觀測的目標(biāo)不能與太陽位於同一側(cè)，也就是在白天無法觀測星空，因此觀測的對象會有季節(jié)之分。太陽地球自轉(zhuǎn)又公轉(zhuǎn)-四季星空不一樣圖片來源：康熹編輯部觀測的對象會有季節(jié)之分！月光及人為的光源，都是常見光害的來源。例：短歌行：月明星稀。曹植在贈徐幹中的： 圓景光未滿，眾星燦以繁，正可作為一對照（圓景即指月亮）。5.1.5 觀測宇宙的限制三、 大氣的限制：天體在觀測者的 時（仰角 度），其輻射所穿越大氣的厚度最薄，最有利於觀測。因此有些觀測只選在目標(biāo)升到地平線的仰角30度以上

11、時才進(jìn)行。天頂90大氣擾動會造成觀測影像模糊，口徑再大的望遠(yuǎn)鏡也無法達(dá)到理論上的解析度。解決之道，哈柏太空望遠(yuǎn)鏡飛出大氣外，大口徑的光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡在1990年代開始採用自適應(yīng)光學(xué)技術(shù)（下頁圖）。圖片來源：http:/hubble.htm/printable哈柏望遠(yuǎn)鏡哈柏望遠(yuǎn)鏡自適應(yīng)光學(xué)：利用雷射光打入大氣再反射回來以計算大氣的擾動程度，而做即時的修正。威廉赫歇爾望遠(yuǎn)鏡美國的凱克望遠(yuǎn)鏡在使用自適應(yīng)光學(xué)系統(tǒng)前（左圖）後（右圖）所取得的海王星影像。5.1.5 觀測宇宙的限制四、測距的限制：天文觀測上的一個終極問題便是測量天體與我們的距離。不知天體的真實距離，則天體最基本的性質(zhì)：例如光度，便完全不明。

12、 古希臘的天文學(xué)家即利用了三角視差法來估計較近恆星的距離，這個方法需要有精確測量天體在天球上位置的觀測能力，或是要在相距很遠(yuǎn)的兩個位置來做測量。地球相距最遠(yuǎn)的兩個位置：公轉(zhuǎn)軌道上相隔半年的兩個點(diǎn)利用三角視差法來估計天體的距離d。由圖中鄰近天體A、太陽及地球所形成的等腰三角形（d遠(yuǎn)大於1 AU），可知距離d正比於1/P，因此測量P是此技術(shù)的關(guān)鍵。P可藉由在不同的位置觀測天體A與背景星空（如圖中的6顆藍(lán)白色星）相對位置的變化（如比對圖中相差6個月的觀測）而得知。由於地日距離不會變，角度P會因而隨著距離d增加而變小，而望遠(yuǎn)鏡是無法精確測量太小的P，因此視差法並不適用於測量太遙遠(yuǎn)天體的距離。天文學(xué)家也因為這個天文上重要的測距法而定義了一個距離的單位秒差距（parsec或更簡寫為pc）：這是當(dāng)圖中P等於1角秒時，距離d的大小。好站連結(jié)成大天文實驗室成大實驗室、天文臺簡介，天文學(xué)概論。好站連結(jié)哈柏望遠(yuǎn)鏡哈柏望遠(yuǎn)鏡簡介、照片等。好站連結(jié)變星的種種 變星介紹 亮度變化原因 脈動理論 文章 赫羅圖釋疑 碩士論文參考 球狀星團(tuán)的藍(lán)色恆星.等好站連結(jié)電荷耦合元件（CCD，Charge-coupled Device） 包含1 發(fā)展史2 應(yīng)用3 彩色相機(jī)4 相互競爭的科技5 獲頒2009年諾貝爾物理學(xué)獎6 參閱7 外部連結(jié)好站連結(jié)