文|树洞档案

编辑|树洞档案

前言

自从大约400年前天文学研究开始以来，专业人员对越来越暗的物体的研究，也需要用到直径更大的望远镜。

在19世纪早期， 乔治·黑尔认识到从定位到更好的地点（例如，加利福尼亚）所获得的显著优势开始，逐渐发现即使是最好的地点的仪器仍然受到通量的限制。

因此，他开始支持使用大镜子，这一概念在20世纪30年代构思，于1949年完成了5米望远镜。

在接下来的40年里，4-6米级的望远镜仍然是常态，一方面是因为望远镜技术已经达到了一个平台， 另一方面是因为在不增加镜面尺寸的情况下提高灵敏度的替代方法。

天文望远镜的作用

与所有其他科学分支不同， 天文学仅限于观测， 除了对陨石的分析，还可以用于太空探测器，但不可能进行实验。

地球上的天文学家是一个被动的观察者。

除了特定的粒子（宇宙射线、中微子）外，宇宙信息的唯一载体是在地球上或近地接收到的电磁辐射，而望远镜的目的是尽可能多地收集这些辐射，并以更高的灵敏度和准确性进行测量。

在本文中，我们将研究天文源的主要特征和必须处理的复杂背景辐射，我们涵盖了望远镜设计者需要熟悉的基本天文概念。

源特性

天文来源覆盖的亮度范围非常广，为了确定这个范围，通常使用一个在天文学中被称为“量级”的尺度。

星际系统建立于二世纪的希帕克斯将肉眼可见的恒星分为六类，其中一类的恒星大约是61颗的两倍。

天文观测和接下来的观测一样明亮，由于眼睛对亮度的反应大致是对数的，希帕克斯的类别构成了一个对数尺度。

今天使用的强度尺度是在19世纪通过精确的强度测量正式确定的，并进行了调整，使其前六个级别将对应于希帕克斯的类别。

因为古代系统将第一类归为最亮的恒星， 星等尺度遵循一个违反直觉的进展，较大的数字代表较暗的亮度。

按照惯例，在所有波长下，0星级都归因于明亮的织女星星（光谱类型为a0的蓝色主序星），比织女星更亮的物体（太阳，明亮的行星）具有负的大小。

精确的测光是通过光电和固态的器件和滤光器，只接受特定波长的波段。一个广泛使用的光度系统是UBV系统，它已扩展到覆盖红色和红外波段。

应该指出的是，正在使用的几种光度系统，它们的中心波长和带宽不同，也取决于每个天文台的仪器响应。

这里提供的数据 是为了快速近似，而不是为了实际的观测工作， 一个比星际系统更不深奥的通量密度单位已经从射电天文学引进，并正在被广泛接受。

对于那些喜欢考虑震级但想要使用Janskys测量的天文学家来说，“AB震级”已经被设计出来了，它是基于Jansky，但以幅度格式表示结果，它被定义为：

定义了常数，以对应于V（“视觉”）波段的正常大小。

在为一个特定的科学项目选择目标时，必须考虑到许多因素。某些目标是独特的或接近这样的，对优化观察几乎没有什么余地。

但在“通用”对象的情况下，可能会发现在天空中的许多地方， 可以通过观察获得优化的适当选择的时间（这样源出现足够高的天空）、月亮阶段（例如，新月黑暗的天空）以及选择地区，从而减少了背景从黄道光和银河尘埃。

整个天空的近红外地图，说明了高黄道带背景区域和81银河发射波段，能够天文观测银河系中的恒星和星云。

如果要最大化灵敏度，就必须避免这两个区域，该地图还显示了那些对银河系外研究特别重要的区域的位置。

有趣的是，当约束与观察从地球表面的消除， 在太空望远镜的情况下，在天空中选择的目标的分布是随机的，除了那些特定的高感兴趣的区域。

大气以几个方式影响观测：

消光，减少了源的通量；线和热发射，产生不必要的背景，特别是红外；折射，改变源的表面位置，分散其图像光谱；湍流，模糊了观测物体的图像。

下面将对这些影响进行更详细的量化和描述：大气削弱，大气消光。

大气消光是由于入射光子与空气分子或粒子碰撞而吸收和散射的结果，在吸收过程中，光子被破坏，其能量转移到分子中， 这可能导致随后的发射。

主要吸收剂为水、二氧化碳、O2和O3，在散射过程中，光子没有被破坏，但其方向和能量被改变。

由典型尺寸比光的波长小得多的空气分子进行的散射，λ大致与λ−4成正比，被称为瑞利散射。

尺寸接近λ的小固体粒子的散射与λ−1成正比， 称为Mie散射。

吸收和散射的组合本质上防止探测电磁辐射外源，除了一些光谱区域称为“窗口”， 其中最重要的是光学窗口，包括可见范围，近紫外线，红外25µm，和无线电窗口。

在可见光中，消光只有10-15%，但由于海拔约20-30公里的臭氧层，在300纳米以下大气变得不透明。

在近红外线中，在0.8~1.35µm之间，有一些由水蒸气和氧气引起的吸收带，但大气从不完全不透明。

超过1.3µm时，就开始出现大气完全不透明的吸收带，特别是在低海拔地区，透明波长区域，其中对中列出的光度谱带的响应，在∼25µm之外，低海拔地区的大气层完全不透明，波长约为1毫米。

大多数吸收剂的粒子数密度随海拔高度几乎呈指数级下降，对于近红外的主要吸收体水，其尺度高度为2公里，因此高海拔地点提供了巨大的优势。

例如，夏威夷莫纳克亚山（4200米）的顶部超过了大气水蒸气的95%， 而剩余的水柱深度（包含上层大气中所有可沉淀水的层的同等厚度）只有1.5毫米。

在南极洲高原可以发现更低得多的值，那里的可沉淀水蒸气通常在0.1-0.3毫米的范围内，在这两个位置上，明显更宽的波长范围可用于天文学。

海拔10公里以上的可沉淀水量非常低，这也是从气球和飞机等高空飞行平台上进行观测的主要诱因。

显然，消光也取决于天顶角，因为通过大气的路径随着这个角度的增加而增加，这是沿观测方向的空气量与天顶方向的空气量之比。

对于小于60◦的天顶角，大气可以被认为是一个平板，然后空气质量是简单地与天顶角的余弦的倒数（即，秒z）成正比。

大气辐射

在白天，大气辐射主要是由太阳光的散射引起的，这阻止了对可见光和近红外的观测，在晚上， 除了月光散射的可能贡献外，在这些波长的大气发射的主要来源是荧光（“空气辉光”）。

上层大气（100 km）中的原子和自由基经历辐射去激发，发出特征谱线，由于氢氧化物光谱的强强度，这种现象在近红外线中最为重要，气辉光线的时空波动限制了地面近红外观测的光度精度。

昼夜超过2.3µm，大气辐射主要是热辐射，各种大气成分的有效温度在230−280K范围内，但大气实际上辐射天空背景（Jansky/arcsec）。

由于它的气体性质，天文观测比相应的黑体要少，发射将接近黑体，峰值在12µm。

用红外优化望远镜测量的典型背景通量如图所示：

除了在15µm的二氧化碳和水在6.3µm的强波段外，与黑体相比，它的发射率较低，这是一个幸运的结果，即在大气相对透明的波段，热发射将较低。

另一方面，在超过2µm时，由于望远镜本身的热发射，从地面观测变得越来越困难，很明显，在任何情况下，背景通量的指数上升显著降低了这些波长的灵敏度。

大气折射

大气折射是入射光随着光路的变化而产生的弯曲，使光源在天空中比实际上更高。

这种效应是天顶角的强函数，在天顶角为0，在地平线上接近半度， 也随高度、湿度和波长而变化。

在指向控制系统中，指向方向的总体误差可以被纠正，但跨场的差异折射引起场旋转，对宽场具有重要意义。

大气折射的一个次要效应是由于空气的折射率随波长的变化，较短的波长比较长的波长折射得更多。

在大的天顶角下，红色和蓝色之间的折射差可以达几弧秒，这种效应可以通过在仪器中引入一个分散元件来纠正。

自从这种色散随天顶角而变化， 修正通常通过安装两个旋转棱镜来调整总折射角。

大气湍流

风和对流引起湍流，湍流可以混合折射率略有不同的层，导致光通过的方向发生变化。因此，到达望远镜孔径的光量在强度和方向上都在不断变化。

这种现象被称为“看到”， 空气的折射率取决于它的密度，密度受自由大气或望远镜附近可能发生的温度波动的影响，而不是受与风相关的空气气压变化的影响。

因此，“看到”强烈地依赖于温度波动，但对风的影响却可以忽略不计，这种温度波动是由自然对流或机械湍流引起的不同温度下空气层的湍流混合造成的。

对流基本上局限于地面层和反转层以下的对流层，但在整个上下大气中都存在着机械湍流。机械湍流在弱分层对流层最为明显，特别是在高温区域，在湍流混合过程中，空气包的温度会随着空气包的上升或下降而发生绝热变化。

如果局部温度梯度等于绝热衰减率1（γd=−9.8◦C/km），则被机械湍流置换的空气包将始终与周围空气的温度相同，且不会发生光学畸变。

但实际温度梯度与绝热衰减率的差值越大，机械湍流引起的光学失真风险越大，这种情况在中纬度地区的对流层顶很常见，因为温度剖面的上升和由射流产生的风切变。

一般来说，湍流发生在非常薄的层中，只有几米湍流对光学畸变的影响随空气折射率的增加而自然减小，空气折射率与密度成正比，密度本身与压力成正比，与绝对温度成反比。

在实践中， 在20公里高度以上的湍流产生的光学扰动可以忽略不计， 因为折射率已经变得非常小深。

总结

“油炸长度”，也称为“油炸参数”或“相干长度”，是一个统计参数。

简单地说，r0是从无穷远的源发出的光线束的直径，它们一起穿过各种湍流大气层，仍然平行地到达望远镜入口。

参考文献：

【1】考克斯，编辑，艾伦的天体物理量，施普林格-维拉格，2000.

【2】 Zombek，理学硕士，空间天文学和天体物理学手册，剑桥大学，出版社，1990.

【3】 Smart，W.M.，球面天文学教科书，剑桥大学，出版社，1977.

【4】Coulman，C.E.，观察的物理学，在关于光学望远镜位置的识别、优化和保护的弗拉格斯塔夫会议论文集，1986.