望远镜的光学系统课件

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

2、51。美國里克天文臺（Lick）91公分搭配傳統底片於1900年所攝得。哈柏太空望遠鏡以不同波段濾鏡觀測，並以CCD記錄下來。望遠鏡的光學系統：望遠鏡如何聚焦成像？望遠鏡要收集發自天體向四面八方飛去的光子，還要將其 到一固定的位置。聚焦較早的望遠鏡利用透鏡將入射的光子折射到焦點後發展成以面鏡取代透鏡，以反射的方式來聚焦。現在研究型望遠鏡，大多以反射式為主，包含電波望遠鏡。圖片來源：http:/.tw/lot/鹿林天文台一米望遠鏡也是反射式的！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，以及更遠的天體。因此有更大鏡面面積的望遠鏡時，能探索更遠或更早以前的宇宙大影像解析能力：望遠鏡能偵測到更暗的天體，提供遠方天體在夜空中的空間性質，例如辨認出天上的雙星系統；伽利略用望遠鏡才發現月球表面的坑洞，以及銀河乃由繁星所組成。圖 5.12高靈敏度的觀測數據（通常可藉由長時間曝光或大口徑望遠鏡達到）可讓極為黯淡的天體（b）現身於看似空無一物的漆黑夜空（a）中。圖 5.13哈柏太空望遠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

4、鏡，能看到過去是黯淡或空間上不可分辨的物體或結構，但如果這些聚焦的光沒有記錄起來，只進入我們視網膜及腦海中，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。如何紀錄呢？底片與CCD5.1.4 近代的天文觀測科技天文望遠鏡的演進在過去400年間不時有技術上的突破，但最令人注目的成就主要發生在20世紀的後半期。1望遠鏡逐漸從折射式，轉變為反射式2攝影術光譜儀、其他波段望遠鏡興起。3傳統底片在20世紀末逐漸被 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、 大型望遠鏡的設計二

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

6、劃中的歐洲的100米可見光望遠鏡。因應大口徑光學望遠鏡的出現，引發以下兩項技術的發展：（1）合成面鏡：（2）自適應光學凱克望遠鏡主鏡片由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面鏡改進集光能力、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？自適應光學：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。威廉赫歇爾望遠鏡美國的凱克望遠鏡在使用自適應光學系統前（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鏡放在大氣層外。20世紀後半期，人類陸續地把微波到伽瑪射線波段的天文望遠鏡放在太空中，最家喻戶曉的是哈柏太空望遠鏡圖片來源：/hubble-space-telescope-18-years-and-100k-orbits-later-still-ticking/近代的天文觀測科技特色：三、 陣列望遠鏡：由於口徑愈大的望遠鏡可獲得愈佳解析度的影像，所以天文學家便利用干涉原理將數個望遠鏡組成一個陣列，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到口徑大小相當於陣列中相鄰最遠望遠鏡之間距離的單一望遠鏡所得的結果。這種技術目前較普遍應用在電波望遠鏡，

8、但也逐漸擴及於其他的波段。臺灣與其他國家合作的大型天文計畫次毫米波陣列望遠鏡（SMA）與Atacama大型毫米及次毫米波陣列（ALMA），都是利用干涉技術的電波陣列望遠鏡（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：電波、高能以及紅外線天文觀測自從第二次世界大戰結束後陸續蓬勃興起，並持續發展中。只靠傳統的可見光望遠鏡，我們對宇宙及天體本質的認識會極度不全的。電

9、波望遠鏡讓我們找到宇宙起源的重要證據，以及星際介質中許多重要的分子；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：如數百萬度的日冕及星系團中的熱氣體（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，所以地面望遠鏡的設置，或大型的觀測計畫，要考慮到觀測目標是位在南天、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5.1.5 觀測宇宙的限制二、 光害的限制：對大多數的波段而言， 是最大的光害來源，觀測的目標不能與太陽位於同一側，也就是在白天無法觀測星空，因此觀測的對象會有季節之分。太陽地球自轉又公轉-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升到地平線的仰角30度以上

11、時才進行。天頂90大氣擾動會造成觀測影像模糊，口徑再大的望遠鏡也無法達到理論上的解析度。解決之道，哈柏太空望遠鏡飛出大氣外，大口徑的光學天文望遠鏡在1990年代開始採用自適應光學技術（下頁圖）。圖片來源：http:/hubble.htm/printable哈柏望遠鏡哈柏望遠鏡自適應光學：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。威廉赫歇爾望遠鏡美國的凱克望遠鏡在使用自適應光學系統前（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：例如光度，便完全不明。

12、 古希臘的天文學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，或是要在相距很遠的兩個位置來做測量。地球相距最遠的兩個位置：公轉軌道上相隔半年的兩個點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遠大於1 AU），可知距離d正比於1/P，因此測量P是此技術的關鍵。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天體的距離。天文學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）：這是當圖中P等於1角秒時，距離d的大小。好站連結成大天文實驗室成大實驗室、天文台簡介，天文學概論。好站連結哈柏望遠鏡哈柏望遠鏡簡介、照片等。好站連結變星的種種 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 球狀星團的藍色恆星.等好站連結電荷耦合元件（CCD，Charge-coupled Device） 包含1 發展史2 應用3 彩色相機4 相互競爭的科技5 獲頒2009年諾貝爾物理學獎6 參閱7 外部連結好站連結