欧洲南方天文台

欧洲南方天文台总部设在德国慕尼黑附近的天文台01欧南台简介形成原因新技术望远镜观测地望远镜16米望远镜目录030502040607VLT光学设计42米极大望远镜VLT的工作目标相关项目简介目录0908010011历届台长中国天文学家会员国巨蛇座星云目录013012014基本信息欧洲南方天文台（ESO）是天文学最重要的政府间组织在欧洲和世界最多产地面天文台。它是由16个国家:奥地利、比利时、巴西、捷克共和国、丹麦、法国、芬兰、德国、意大利、荷兰、波兰、葡萄牙、西班牙、瑞典、瑞士和英国,以及智利的主机状态。总部设在德国慕尼黑附近的加兴。它是欧洲天文学家合作的国际性机构。主要观测设施建在位于智利圣地亚哥北600公里处的拉西亚山上，设有15米亚毫米波射电望远镜、3.6米反射望远镜、3.5米新技术光学望远镜、1.52米摄谱望远镜、1米测光望远镜和1米施密特望远镜。研究领域有恒星、星系、星际物质、星系团、类星体、X射线天文学、γ射线天文学、射电天文学和天文仪器与技术方法等。ESO实施一项雄心勃勃的计划集中在设计、建设和运营的地面观测设施使天文学家做出重大科学发现。ESO也在推广中起着主导作用,在天文学研究的组织合作。2019年4月11日，视觉中国站上出现了欧洲南方天文台公布的人类史上首张黑洞照片。并注明此图仅限于编辑用途，如用于商业用途，请致电或咨询客户代表。后经咨询，该图片版权由欧洲南方天文台提供。视觉中国通过法新社获取了图片授权。如果需要商用，则必须欧洲南方天文台。2022年4月，一个国际天文学家团队使用欧洲南方天文台（ESO）的甚大望远镜首次观测并确认一种新型的恒星爆炸，其强度约为新星爆发的百万分之一，暂命名为微新星。这一全新机制丰富和加深了人们对恒星爆炸的认识。欧南台简介欧南台简介欧洲南方天文台图标1962年10月5日，德国、法国、比利时、荷兰、瑞典五国在巴黎签署了一份协议，决定共同在南半球建立天文台，并命名为欧洲南方天文台。后来陆续有丹麦、芬兰、意大利、葡萄牙、瑞士、英国、西班牙、捷克共和国加入。欧洲南方天文台的选址工作始于1950年代中期，那时曾向非洲的卡洛沙漠派出考察队。1960年代中期，欧洲南方天文台

考察了智利北部的阿塔卡玛沙漠，最终选定这里作为台址。1969年3月25日，欧洲南方天文台在阿塔卡玛沙漠南部的拉西拉山正式剪彩。观测地拉诺德查南托天文台帕瑞纳天文台观测地帕瑞纳天文台欧洲南方天文台位于智利安托法加斯塔以南约130公里的塞罗·帕瑞纳山，南纬24度38分，西经70度24分。距离海岸线约12公里，海拔2632米，用炸药炸平了山头，于1999年开始启用。主要设备是4台8.2米口径的甚大望远镜（VLT）以及若干台辅助望远镜组成的甚大望远镜干涉仪（VLTI）、4米口径的可见光和红外巡天望远镜（VISTA）、2.5米口径的VLT巡天望远镜（VST）。阿塔卡马沙漠的自然环境与火星类似，这里遍地都是红沙并且缺少植被，堪称世界上最干燥的地区。作为“主人”的欧洲南方天文台自然成为世界上最先进的光学天文台。此外，帕瑞纳的高海拔和极端的干燥环境也造就了最完美的天文观测条件。拉诺德查南托天文台欧洲南方天文台（LlanodeChajnantor），海拔5104米，主要设备是12米口径的APEX亚毫米波望远镜，以及多国合作建造的阿塔卡玛大型毫米波天线阵（ALMA）。欧洲南方天文台的望远镜设立在智利北部安第斯山脉支脉帕拉那山，南纬23度02分，西经67度45分，是南半球甚至全世界观测条件最佳的天文台之一。当地年平均可观测天文现象的时间在300天至330天左右，十分干燥的气候能有效地减少大气中的水汽对天文观测的影响，而且洁净空气的稳定程度很高。形成原因形成原因十九世纪末欧陆内战与第一次、第二次世界大战，天文学的研究几乎中断一段时间，直到二次大战后欧洲南方天文台的建立、成长与茁壮。他们齐心协力建造了3.6米望远镜，象徵著欧洲天文科学力量的整合，恢复了旧有历史的荣光。联合国式欧洲南方天文台的建造话说现代天文望远镜的建造，不但结构愈来愈精密，造价也愈来愈高昂。这不是二次战后衰弱的欧洲国家单独能负担的。因此欧洲各国的政府便相互合作，结合彼此的财力、物力来从事经济科学的发展。例如核物理研究中心（CERN），欧洲太空总署（ESA）及本文所讨论的欧洲南方天文台。这在当时是一个创举，因为从前的天文台都是各国自行其事，投资效益比非常低。ESO这种集各家之长的科学研究单位，使设备、器材不致重复投资，并能集中人力、财力，例如专长于光学设计与制造的德国，机械设计的意大利与法国，都参与ESO各大望远镜的制造﹔因而促进了文化与人种的交流。这种「无国籍地球村」的参与感，仿佛就是未来人类相偕在太空探险的情景。望远镜望远镜欧洲自从第一次世界大战前，便停止了对新天文仪器的建造。因此欧南台的这第一具大望远镜计画，对重振欧洲天文学界具有重大的意义。在五十年代欧南台筹备期间的原始构想中，原本是希望建造类似美国立克天文台3米口径反射望远镜──当年世界排名第二的「巨炮」，并以其低廉的造价与简单的结构闻名于世。然而就在1961年欧南台台长海克曼（O.Heckmann）与研究员佛伦巴克（Fehrenbach）亲自操作后发现下列缺点：一、主焦观测室（Primefocusobservers-cage）太小，换装底片或更换仪器非常不便。二、保守的光学与机械设计理念，不能适应未来时代的需求。立克天文台3米望远镜的光学系统，均采经典式的设计；如主焦焦比（口径与焦距的比值）F/5，卡塞格林焦比F/15，库德焦比F/35。这种保守的光学设计，虽然保证了良好的光学成像，但也使望远镜可观测的星场缩小，而且望远镜镜筒造得很长，相对地影响到望远镜的稳定性与赤道仪结构强度。这当然是受到当年该望远镜建造经费的限制、急迫时程及技术限制，不得不作的妥协。所以欧南台的天文学家决定将望远镜口径加大到3.6米，相对地也代表着负担更多的建造经费。首先来谈它的光学设计，以西德蔡司厂为班底的光学工程师们，设计出主焦F/3，卡焦F/8，库焦F/30的R.新技术望远镜精密的环境控制系统特殊的主动光学系统轻巧的经纬仪架台水平式双轴光学终端系统零膨胀系数微晶玻璃卫星连线与人性化的控制系统010302040506新技术望远镜精密的环境控制系统（EnvironmentControlSystem）NTT的建筑物使用气冷与水冷方法，使建筑与望远镜的温度保持在稍低于外界温度的状态下，避免热对流的情况发生。此外，一体成型的建筑与望远镜结合连动在一起，不论望远镜转至那个方位，建筑物的窗口也跟着转动到那个方位，而阻隔气流的帘幕与引导气流的栅板也跟着转动到那个方位，减少了过去气流在望远镜建筑物内自乱阵脚的问题（见图三）。总而言之，NTT被设计成能融入自然环境的「隐形望远镜」。特殊的主动光学系统（ActiveOpticsSystem）与超高精度的主镜镜片NTT的光学系统里主镜（Primarymirror）与副镜（Secondarymirror）都可以在影像分析器（Imageanalyzer）的指挥下，三者形成一封闭性的电脑控制回路（Closedloopcomputercontrol），使星像永保清晰锐利。在陪同欧南台天文学家在NTT观测时，便亲眼目睹这种性能。那是什么样的原因，使NTT拥有这么强的功能呢？原来是NTT的主镜镜片，不像传统式镜片是固定死的。传统式镜片为了要维持研磨后的镜面曲度，便非得要保持相当的厚度，以巩固其镜面的强度。NTT的镜片却是软的，它的厚度只有24公分，是传统镜片的1/3厚﹔它的重量只有6吨，是传统镜片的1/2重。在主镜镜片下方有3个固定式支撑点与76个活动支撑点，随时听令于影像分析器所发布的指令支撑镜片，无论望远镜指向那个角度，仍能永保镜片反射面的完美曲线（见图五）。此外镜片本身研磨的精密度，也是造就NTT能获得完美星像的原因之一。它镜面的平滑度达到相当于1公里长度的表面起伏的误差不超过2.5公分。这么「漂亮」的平滑曲线，才能将所有进入望远镜的星光一打尽，而不会有因镜面不平整而产生所谓乱反射的情况发生。因此NTT镜片经过测试的结果，有80%的星光能量可以被聚集在0.125秒角范围之内。轻巧的经纬仪架台（ALT/AZIMUTHMounting）传统式望远镜都架设在赤道仪上，由于赤道仪与地球自转轴同轴，因此它可以依照地球自转的速度与方向轻松地追着星星跑。但是赤道仪的体积很庞大，导致望远镜建筑物也要变大，最后就是预算暴增，让穷天文学家头大！如果换用地平方位的观点看星星在天空的轨迹，它们是在天上以圆周曲线运动，水平与垂直的位置都随着地球自转而不断改变。这时只要有一个机器能同时修正XY轴的角度，同样也可以达到追踪星体的性能，它就是电脑控制的经纬仪架台。经纬仪的优点是体积与造价都大幅降低，比较麻烦的是要设计出完美的电脑控制程式，输入因不同仰角而产生不同的星星移动量资料。自从二十世纪八0年代以来建造的大望远镜，已经都采用既省钱又迷你的经纬仪架台。此外NTT的经纬仪架台，采用摩擦式旋转机械结构，因此避免了老式望远镜使用齿轮所产生的「齿隙差距」的缺点，它的指向精度误差低于一秒角，天文学家可以很精确直接找到要观测的星体，而不必「调来调去」。水平式双轴光学终端系统（NasmythFocusSystem）ESO/NTT可以同时让两组天文学家观测同一天体，或是说一个天体可以得到两组资料。NTT借望远镜中央一面可快速转动90°的平面镜，将星光反射到望远镜左右两侧的终端设备。以前的老式望远镜一次只能用一套仪器观测，如果遇到特殊的天体出现（如超新星），一下子要记录它光度的变化，一下子要拍摄它的光谱，可把天文台里的技工忙坏了。更糟糕的是有的仪器，还需要花费时间细心调整才能使用呢！使用NTT的天文学家可就轻松了，A组天文学家使用A组终端，B组天文学家使用B组终端。要换组观测时，只须按一下钮，反射镜一动，电脑与CCD就自动开始观测记录。零膨胀系数微晶玻璃（ZerodurCeramicsGlass）在二十世纪初，当年的天文学家并不太了解，温度变化对玻璃的热胀冷缩效应，会影响焦点影像的清晰。等到望远镜愈造愈大，他们才发现选择主镜镜片质材的重要性。到了1949年帕洛玛天文台的5米镜使用了一种名叫Pyrex的镜材，它对温度的膨胀系数是每变化一度，镜材便胀或缩3.1×10-8公分。天文学家对它是不满意但可接受。等到一九六○～七○年代建造的3～4米望远镜，普遍使用溶解石英，它对温度的膨胀系数是每变化一度，镜材胀缩0.5×10-8公分。到了八0年代ZERODUR零膨胀系数玻璃问世，它对温度的膨胀系数是每变化一度，镜材只胀或缩0.1×10-8公分。可别小看这种玻璃，举凡军舰、战车、攻击机上的雷射测距仪与光学瞄准器或是建筑工地使用的水准仪，统统都用得上它。它使武器的第一击命中率大增（因为减少了温度变化造成的影像误差），它使桥梁、建筑的测量与设计更精确，当然太空船及卫星上的摄影镜头也少不了它。这零膨胀系数玻璃，就是基础科学发展后（天文学及化学、物理学）服务国家社稷的明证。卫星连线与人性化的控制系统（SatelliteLinkandUserFriendlyControlSystem）NTT最聪明的地方，就是让天文学家不用从欧洲横渡大西洋飞到智利观测，直接在德国慕尼黑总部就可以遥控它。它的电脑系统还会主动协助天文学家进行观测工作。16米望远镜16米望远镜根据霹雳爆炸理论，宇宙混沌初始之际，轰然一响，所有物质飞快地向外扩散，在扩散的过程中形成各个星系，最「古早」的星系也就是距离我们最遥远的星系。所以天文学家无不极力想要建造更大的望远镜，想看到那盘古开天时的究竟。随着技术的演进，人类总有一天会有机会接触到那宇宙的边缘，而这正是欧南台甚大望远镜VLT（VeryLargeTelescope）的任务之一。自从1983年九月欧南台派出VLT选址观测队，在智利北部安地斯山脉旁的巴拉那山（CerroParanal，高2664公尺），架设了气象与天文仪器，开始了日以继夜的资料收集工作。工作的项目有：（一）晴天与晴夜数；（二）大气水气含量﹔（三）视宁度。巴拉那山的晴天与晴夜数差不多，年平均可观测日数在300天至330天左右，但在大气水气含量方面，巴拉那山明显地较少，在冬天使用光电测光仪器的可观测日数是82%。巴拉那山的干燥程度甚至可与夏威夷冒纳基亚山相比，大气湿度10%的出现日数，达到37%。近年来因红外线天文学的发展，特别注意观测地点的水气含量，因为水气会吸收来自外太空的红外线，而这些微弱的红外线，正是诞生中的恒星所发出的。VLT光学设计合成望远镜的设计超薄的镜片与主动光学系统VLT光学设计超薄的镜片与主动光学系统（ActiveOpticSystemandThinMirrorBlank）VLT镜片直径有8.2米，厚度只有17.5公分。如依照传统口径与厚度比1/6或1/8来设计，VLT镜片至少要厚达1米以上才能维持不变的强度结构。但由于NTT采用主动光学系统，因此VLT将继续延用，为此欧南台还试制了一块直径100公分，厚度1.8公分的测试镜片。未来每具8米望远镜镜片下将装置200具电脑控制的活动支撑器（Actuators）。合成望远镜的设计（CombineTelescope）VLT计画里最独具匠心的概念，就是光学合成干涉仪的设计。VLT使用四具8.2米望远镜（为主）与三具1.8米望远镜（为辅），7颗「眼球」同时观察一个天体目标。人眼的水晶体调整焦距，相当于VLT使用主动光学系统自动对焦。人眼视膜接受讯号，相对于VLT使用波前影像侦测器（WaveForntSensor）与电脑下指令给调适光学系统（AdaptiveOpticSystem），协调各望远镜传来的星光。人的神经传入脑部中枢合成影像﹔VLT经由传导光路，将星光导向合成望远镜合成为单一星像。然而VLT遭遇的问题也很多，因为每具望远镜要操作它看同一目标的控制系统，必须要控制得很精确。另外每具望远镜各项零件的精密度，以及光学影像的品质也是严格要求。另外每具望远镜各项零件的精密度，以及光学影像的品质也是严格要求。VLT的工作目标VLT的工作目标由于VLT将具备超高性能，天文学家们计画用它来达成下列目标：一、搜索太阳系旁邻近恒星的行星﹔二、研究星云内恒星的诞生；三、观察活跃星系核内可能隐藏的黑洞及四、探索宇宙的边缘。42米极大望远镜42米极大望远镜2006年，欧洲议会批准了一项议案，开始研制欧洲南方天文台的极大望远镜（ExtremelyLargeTelescopes，E-ELT)。这台望远镜的选址将于2008年年底时确定，可能在南半球；预计将于2010年初动工，完全投入使用则要等到2017年；设计成本为8130万美元，制造成本则高达11亿美元；该望远镜的图像分辨率将达到哈勃望远镜的10至15倍。目前口径最大的光学望远镜是座落在夏威夷的凯克望远镜(Keck)，口径有10米，而计划中的ELT口径竟然达到了42米！集光面积是凯克的18倍。根据美国《大众科学》介绍，该望远镜约有半个足球场那么大，21层楼高，是有史以来最大的光学望远镜，将利用将近1000面镜子寻找太阳系外行星———甚至可能破解时空的奥秘。根据（ESO）官方介绍，42米口径望远镜同Keck一样采用镜面拼接的方式，主镜由906块直径为1.45米的六边形镜面拼成，光路上的第二块镜面——副镜的直径达到6米，第三块直径4.2米，用于将光线引入自适应光学系统。自适应光学系统主要由两块镜面组成，前者直径2.5米，由5000多个促动器支撑，镜面形状每秒钟能够改变1000次，后者直径2.7米，用于进行成像前的最后一次改正。智利帕瑞纳天文台台长安德里亚·考夫博士表示：“有了ELT，你就能够找到宇宙起源的地方，即第一颗恒星和第一个星系形成之处。ELT所提供的精确数据，将帮助我们更彻底地研究生命形成和进化的过程。”欧洲11个国家将参与ELT的研制，最终建造地点还是个未知数。对于欧南台来说，自适应光学技术已经相当成熟，不是什么难事。欧洲早先进行的OWL和Euro50这些“概念”研究也为建造ELT打下了坚实的基础。相关项目简介相关项目简介CatchaStar摘星自2002年开始，欧洲南方天文台每年举行一个叫“CatchaStar摘星”（“追逐星星”）的国际竞赛。此项比赛是和欧洲协会天文教育（EuropeanAssociationforAstronomyEducation(EAAE)）举办的。该比赛是专为在校学生组织的一次全球范围的比赛，主要以文字或艺术作品的形式来表现天文主题。世界各地的学生都欢迎就他们喜欢的天文话题写文或者作画，然后分年龄段以投票的方式评选出优胜者。研究活动包括“追逐星星研究者”、“追逐星星探险家”、“追逐星星艺术家”三项内容。国家天文台与欧洲南方天文台联合培养博士生项目为加强我国天文学博士研究生培养质量，促进与欧洲南方天文台(ESO)的合作与交流，2006年起国家天文台与欧洲南方天文台联合培养博士生项目正式启动。经选拔确定的在读博士研究生到欧洲南方天文台学习期限为两年，国外生活费由欧洲南方天文台提供，国际旅费由研究生所在单位承担。两年学习期满后回国进行论文答辩。学位论文答辩时，外方导师来华参加