挑战视宁度

skystar

着：Alan MacRobert　译：Shea

  　NASA花了21亿美元来摆脱糟糕的大气视宁度，所以他们花了这些钱把哈勃太空望远镜送上了太空。但是，没有多少钱的天文爱好者也没有必要为无法改善模糊、闪烁的影像而灰心。通过学习大气湍流的性质以及一些小技巧，你就可以避开它给你带来的最坏影响。

　　从大气的底部用高倍率目镜观看恒星，那恒星就会变成一个活物。它会跳跃、颤动、连续的波动或者膨胀成一个模糊的绒球。不管你的望远镜口径有多大，光学性能有多完美，很少有晚上望远镜的分辨率能小于1"。更普遍地，在一般的观测地通常是2"-3"的视宁度，或者更差。

   　其中的原因并不难懂。通常定义一架“好”的望远镜为所有的光到达焦点的误差在1/4波长之内。但是在穿过镜筒6英尺的空气柱之后，与真空情况相比，光波延迟了800个波长。很显然，空气也是重要的光学器件，而且也会对光的每一部分造成影响。如果镜筒中某一部分空气的折射率有细微的变化，那么1/4波长的精度就会荡然无存。事实上，温度0.1°C的偏差就足以引发这种变化。

　　再加上光线抵达望远镜前穿过的厚厚的大气层，这足以使我们幻想，我们在没有大气的情况下能看到些什么样的细节呢？

　　空气弯曲光的能力，也就是折射率，取决于它的密度，更直接地说是温度。当温度不同的空气团相遇时，它们之间的边界层会瓦解成漩涡或者涡流，其对光线的作用就像是薄透镜。在火焰的上方或者是被太阳拷热的公路上，你也能看到类似的情况；热气流会使本就糟糕的视宁度更加突出。在拥有各种天气现象的大气层中到处充满了微小的温度变化，当用望远镜观测时，也放大了这些天气的效应。

　　然而，令人惊讶的是，大多数的问题都出在靠近望远镜的地方，这样你就可以控制、减轻甚至消除它对你的影响。

　　镜筒中

　　在离物镜1英寸处往往是视宁度最差的地方。如果物镜的温度与空气的温度不同，它就会使自己裹上一层或冷或热不规则流动的空气包层。对于望远镜的其他部分也会如此。因此，你得花时间让望远镜与周围环境的温度保持平衡。天文爱好者很快就发现，在把望远镜搬到户外半小时后，星像就会变得尖锐。对于较大型的设备则需要更长的冷却时间。这意味着你得早些把它安装架设好。

　　通常望远镜的温度会偏高，尤其是当它被存放在室内以防在天气变化时出现的毁灭性湿气凝结。但有时却恰恰相反。当望远镜开始结露或霜时，你就该知道望远镜通过辐射冷却，温度要比空气来得低。在这种情况下稍稍加热可以防止望远镜结露而且还可以使望远镜的温度升高到空气的温度——因此能提高望远镜的分辨能力。

    　望远镜中冷热空气的管流（tube current）是分辨率的真正杀手。管流在反射式望远镜中尤为严重，但是近筒的施密特－卡塞格林以及折射式望远镜也有类似的问题。现在天文爱好者倾向于认为底部开放的镜管应该尽可能的通风。在反射镜底部悬吊一个风扇是一个普遍的方法来加速冷却并且吹散有关的空气。

　　检验是否有管流的方法是很简单。将一颗亮星的像调离焦点，使它形成一个大而均匀的亮盘。如果有管流存在，则在亮盘上会出现或亮或暗的细条纹，而且它们会慢慢的弯曲盘绕。

　　望远镜附近

　　在望远镜前几英尺出也存在视宁度的问题。显然，你应该确保你呼吸以及身体所发出的热量不会经过光路。这也就是为什么要为开放式镜筒罩一层布的原因。

　　望远镜所处的环境应该是低热容的，只有这样它们才不会储存白天的热量。所以草地或者灌木丛是比人行道更好的选择。而且树木越平整越好。被晒热的建筑物对视宁度来说是灾难性的，尤其是你会发现你就像是通过烟囱在观测。

　　如果你要建造一个天文台，请使用较薄的建材，例如三合板或者铁皮，这样可以快速的冷却，但不要使用石料。然后把它漆成白色或者浅色来反射太阳的热量，而且要注意通风。地板上要铺上一块厚地毯。一个能敞开整个房间的卷动屋顶可以更快的冷却，而且比只有一个狭长观测窗的天文圆顶有更好的视宁度。如果你坚持要造一个圆顶，那你就要在墙上装一个大风扇将空气吹向望远镜，就象专业天文台做的那样。把天文台建在容易被晒热的屋顶上是不明智的，除非你想自己因为糟糕的工作而被解雇。或者至少你应该把它建在上风口。

    靠近地面的地方视宁度通常很差，因此要是你能建造一个能升降的观测平台将会取得非常好的效果。如果你能升高几英尺，望远镜就能展现出恒星或者行星更尖锐的影像。

　　高空的视宁度

　　现在我们来到问题不可回避的核心。对于数千英尺高的大气你几乎无能为力。但是你可以预测它在何时何地会变得最平静。

     　望远镜使用者能识别出两种视宁度：“慢”视宁度和“快”视宁度。慢视宁度会使得恒星和行星跳动或者摇晃；快视宁度则会使它们变成模糊球但却几乎不运动。你可以在慢视宁度的情况下看到尖锐的细节，因为我们的眼睛很善于捕捉运动的目标。但是快视宁度则超出了我们眼睛的响应时间。

　　在爱好者中流传着一条经验，用肉眼通过计算闪烁恒星的数目可以判断视宁度。通常这是有效的。让恒星闪烁的湍流一般都很靠近地面。但是这一方法对于高空的快视宁度却无能为力。如果恒星闪烁的速度高于人眼的时间分辨率（大于0.1秒），它就会看上去很稳定，但在望远镜中它仍是一个模糊的绒球。

　　天文学家通常所说的“视宁度胞”就是天空中尺度从毫米到几米的空气涡流。当空气团彼此经过时就会产生这些涡流——在水平方向的风中，或是在垂直方向的对流里。有时，当我们观测一个延展的天体，例如月亮或者行星，你会看见几千英尺高的水平“剪切湍流”层。当你调焦至无穷远稍外一点（目镜离物镜更远）时，这些波动就会变得明显。这预示着一个反变层，其中暖空气正从下方的冷空气上流过。但是冷暖空气的温差却可能非常的小。

　　大片的或者缓慢移动的涡流可以形成慢视宁度，但是它们不会永远保持原样。无论它们诞生时的尺寸有多大，它们会变得越来越小。当它们小到毫米尺度的时候，最终会因为流体间的摩擦而耗散掉能量。

　　这一复杂的情况往往使我们误会天文学家经常重复的话：视宁度胞的尺寸大约在10厘米（4英寸）左右。事实上，它们可以是任何的尺寸。但是这一中等尺寸的视宁度胞有一个重要的特性：它们对大望远镜的影响远大于对小望远镜的影响。如果你有一架4英寸的望远镜，那么4英寸或者更大的视宁度胞经过你的视线的时候就会产生略有移动但相对不动的影像。同样的气流胞经过12英寸望远镜的上方时则会产生多重影像，而使像变得模糊。

　　这个事实又导致了另一个传闻：当视宁度不好时，小望远镜能揭示出比大望远镜更多的细节。因此，可以在此假定你可以通过孔径光阑来减小望远镜的口径进而改善星像的质量。

　　技术上讲这个观点有一部分是对的，有关视宁度的数学分析可以证明，但是事实上这种改善几乎是不存在的。我从没有听说在视宁度很差时，通过减少口径可以使情况得到改善。最可能的情况是，对于坏的视宁度，大口径和小口径望远镜的影像同样的模糊。但是，如果减小望远镜的口径就会失去机会观测到短时间的高分辨率影像，而对大口径望远镜当出现短暂的稳定大气时却能做到这一点。

　　现在还没有直接的原因来解释为什么在减小口径的望远镜中能看到更多。也许是因为明亮的行星使你感到目眩，在这种情况下使用滤镜会取得更好的效果。也许孔径光阑正好遮住了物镜中有瑕疵的部分，或者也许正好使你不好不坏的目镜在增加望远镜焦比的情况下表现得更出色。而且当焦比增大时，准直性差带来的影响也会降低。对于折射镜或者施密特－卡塞格林望远镜，一个离轴蒙板会带来好处。数学分析可以证明，此时大气湍流的影响会有所减小。

　　寻找稳定的大气

　　视宁度取决于天气，但是并没有一条简单的规律可以适用于任何地方。当天气变化、多云、刮风以及反常寒冷天气的前后视宁度都会变差。任何会带来剪切气流的天气都是坏消息。一些观测者认为，当高气压控制某一地区数天就会出现较好的视宁度。绘制一张当地的视宁度－天气图，你会发现其中的规律，它将成为你观测的得力助手。

　　季节特征通常更易于预报。当高纬度地区高空有气流经过时，美国北部和加拿大南部的视宁度往往表现一般。最好的视宁度出现在无风湿热的夏夜，此时空气中充满着水分，天空看起来呈白雾状。一些天文学家认为工业废气也能使空气稳定下来，就象夏天的湿气——更准确地讲，它伴随着宁静空气出现，而后者会带来良好的视宁度。

           　　时间也扮演着重要的角色，但是同样没有一条普适的原理。日落之后的视宁度通常非常好，因此你应该在黄昏时就开始行星观测。黄昏之后视宁度开始恶化。一些观测者发现，午夜之后视宁度又会有所改善；但是另一些观测者的看法正好相反。其实这取决于你所处的地形；夜晚冷空气会涌入山谷使那里的视宁度变差。而黎明之后又会出现另一个良好视宁度时期。

　　对于太阳观测（务必使用专业滤镜！），最佳时机是早晨太阳把地面晒热之前。全天视宁度最差的时候出现在下午。

　　地理因素也至关重要。天文台选址委员会在全世界范围内寻找有平缓片流的地方。地球上最好的地方是面向信风吹来方向的山顶，此时信风穿越了数千英里平坦而寒冷的海洋。你不会想要山峰的下风口，因为当气流经过山峰之后就会瓦解成湍流。同样地，你也不会要地形变化的下风口，那里会不均匀的吸收太阳的热量。广阔的平原或者逐渐抬升的山脉也会带来和海洋相似的片流。这样你就可以通过风向来预报视宁度了。



　　另外，在观测明亮的天体时有一个简单的方法，那就是使用颜色滤镜。大气通常会使天体呈现出不同颜色的像（这也就是恒星会闪烁出不同颜色的原因），但这在望远镜中就会使影像变得模糊。行星黄色的影像会伴随着蓝色的影像同时出现，而且彼此之间还留有间隙。如果你能去除黄光，那么行星的影像看上去就会平静得多，至少它的直径会减小。

　　当你观测地平高度小于45°的天体时，颜色滤镜会显得格外有用。在低地平高度的情况下视宁度通常会很差，因为你的视线上有了更多的空气。而且，你将面对更严重的色散，它会把星光打散成从蓝到红的七彩颜色。甚至当地平高度达到60°时，恒星的蓝色影像仍比红色影像要高0.9"。在45°时为1.5"，30°时为2.5"，15°时为5"。由于你的眼睛对光谱两端的颜色并不敏感，所以通常情况下色散没有那么严重。而且去除杂色的单色像也会使得影像更尖锐。1994年夏天，我使用一块黄色或者橙色的滤镜来追踪彗星撞击木星的痕迹（当时木星已经位于地平线的附近）取得了很好的效果。

　　对抗视宁度的关键是耐心。多看一会儿，你就会发现一些惊人的影像。这就是有经验的行星观测者会比初学者多看一会儿的原因，他们会忽略所有的模糊影像，而只保留那些最稳定的画面。而且，视宁度一般每分钟甚至每秒种都在变化。当大气宁静的时刻到来时，只有专注的观测者才能在目镜中捕捉到它。

　　视宁度的等级

　　通常爱好者在自己的观测日志中主观地从1到10对视宁度进行评定，其中1最差，10最好。每个人对这些数字可能都有自己的定义。为了统一起见，这儿给出了哈佛大学天文台威廉·皮克林（William H. Pickering，1858-1938）早年所提出来的标准。皮克林使用5英寸的折射望远镜进行观测。对于更大或者更小的望远镜，他所描述的衍射圆面和衍射环的大小必须进行修正[注]。

　　1.星像的直径通常是第3衍射环的2倍（如果第3衍射环能被看见的话），直径为13"。

　　2.星像的直径偶尔会达到第3衍射环的2倍（直径为13"）。

　　3.星像的直径与第3衍射环的直径（6.7"）相当，且中心明亮。

　　4.中央的爱里衍射斑通常可见；有时亮星会出现衍射弧。

　　5.爱里斑一直可见；亮星经常出现衍射弧。

　　6.爱里斑一直可见；短衍射弧通常可见。

　　7.爱里斑有时很明显；衍射弧长而且能形成完整的圆形。

　　8.爱里斑一直很明显；衍射弧长而且能形成完整的圆形，但总是在变化。

　　9.内衍射环保持静止；外衍射环有时保持静止。

　　10.整个衍射环都保持静止。

　　以上1-3为差，4-5为中，6-7为良，8-10为优。

[注]：对于不同口径的望远镜，其第3衍射环的角直径θ为
　　　　　
　　　　　　θ=2arcsin(3.694*λ/D)

　　　其中，λ为波长，一般取550nm（1nm=10-9m），D为望远镜的口径。另外，在计算时要确保λ和D的单位要一致。——译者。
　

Knight

好贴，看了长不少见识。

skystar

只是帖子里的插图没有了，不然图文并茂更易阅读。

kongjingwen

正在认真潜水学习