欧洲南方天文台 百科内容来自于: 百度百科

欧洲南方天文台由比利时、瑞典、法国、德国、荷兰、丹麦、意大利和瑞士8国于1962年合建,现由由13个欧洲国家组成。总部设在德国慕尼黑附近的加欣。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。

欧南台简介

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
欧洲南方天文台图标 欧洲南方天文台图标
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。

观测地介绍

欧洲南方天文台的总部位于德国慕尼黑北部的加兴,是1980年西德政府赠送的。欧洲南方天文台的大部分观测设备位于智利,主要有三个观测地:
拉西拉天文台(LaSilla)
位于智利阿塔卡玛沙漠南部的拉西拉山,首都圣地亚哥以北
拉西拉天文台 拉西拉天文台
约600公里,海拔2400米。主要设备有1989年落成的3.5米口径新技术望远镜、1976年落成的3.6米口径光学望远镜、1984年落成的德国马克斯·普朗克研究所的2.2米口径望远镜、1987年落成的瑞典15米口径亚毫米波射电望远镜。

帕瑞纳天文台

位于智利安托法加斯塔以南约130公里的塞罗·帕
瑞纳山,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

(Llano de Chajnantor),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,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。

历史形成原因

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。

欧南台的3.6米望远镜

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(Prime focus observers-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. C(Ritchey-Chretien)系统,这种新式的R. C光学系统,使望远镜的视野与光学成像品质两方面都作了最佳的协调,让天文学家可以获取较明亮清晰的星像,更适合研究遥远暗淡的星系。并且因焦距缩短,对望远镜镜筒的结构强度(因镜筒长度也缩短)与赤道仪追踪星体的精度也有帮助。
其次这架望远镜的镜片材质,是一种称为「溶解石英」(molten quartz)的低膨胀系数玻璃,使望远镜的焦点不易受到温度变化而影响。负责研磨镜片的法国REOSC公司,除了欧南台3.6米镜之外,也磨制了夏威夷的CFHT 3.6米镜。两镜号称七○年代大望远镜界的BENZ与BMW,代表着镜片研磨精度之高。最后这架望远镜赤道仪的机械部分由位于瑞士的核物理研究中心(CERN)与欧洲太空研究组织ESRO(欧洲太空总署ESA的前身)负责设计制造。
欧南台3.6米望远镜赤道仪自1969年十月开工建造后,以迄1976年十一月七日望远镜正式启用,历经了长达七年时间,果然这架望远镜的表现,使欧南台成为南半球天文学的重镇,立下天文学新发现的赫赫战功。

欧南台的新技术望远镜NTT

望远镜的发展和医用显微镜在某些方面非常类似。 医生藉由精密显微镜的观察以研究标本。显微镜的放大与解析能力愈大愈强,对医生特定的某些研究工作也就愈有利。同样地,天文学家借着巨型天文望远镜观察研究、取样(拍摄光谱)恒星的演化与星系(Galaxy)的分布及宇宙的膨胀。然而望远镜的集光力(看得更暗)与解像力(看得更清楚),在过去都认为只有建造口径更大的望远镜才能得到改善,直到NTT的出现……。
所谓NTT是New Technology Telescope的缩写。 这是人类天文望远镜发展史上重要的里程碑,是欧洲人以全新的概念设计制造出的新一代天文仪器。自ESO 3.6米望远镜的启用后,经过数年的操作经验,欧南台天文学家意外地发现这具3.6米的性能表现,竟然不输给美国帕洛玛天文台的5米望远镜,这当然牵涉到天文台台址地点气流稳定与否、望远镜制造的精密度等。原来大气层扰动(atmosphere turbulence)的作祟,使得美国帕洛玛天文台的5米望远镜不能发挥全力。
当然,继续建造更大的望远镜,挑选空气稳定的天文台台址是突破极限的方法,但所费不赀!美国人干脆就想到一步登天到太空中放天文台,如哈柏太空望远镜。留在地球上的欧南台就想到对付大气层扰动是不是可有法子呢?就是在这种顺应大气层,「怀柔」大气层的理念下,NTT的各项设计中,以减少大气层扰动影响为其优先考量。它的特点有:

精密的环境控制系统

(Environment Control System)
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

(Active Optics System)与超高精度的主镜镜片
NTT的光学系统里主镜(Primary mirror)与副镜(Secondary mirror)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(Closed loop computer control),使星像永保清晰锐利。笔者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网打尽,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/AZIMUTH Mounting)
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。自从八○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

(Nasmyth Focus System)
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

(Zerodur Ceramics Glass)
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○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

(Satellite Link and User Friendly Control System)
NTT最聪明的地方,就是让天文学家不用千里迢迢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。而且它的电脑系统还会主动协助天文学家进行观测工作。

欧南台的16米望远镜(甚大望远镜)VLT

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VLT(Very Large Telescope)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(Cerro Paranal,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)视相度。
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。天文学家正试图了解恒星的诞生与过程中所发生的种种现象。在视相度方面,巴拉那山平均0.66秒角,而且巴拉那山在整夜观测中,出现0.5秒角的时间有16%。这些都说明了巴拉那山台址是世界上相当优秀的天文台地点。

VLT独特的光学设计

超薄的镜片与主动光学系统

(Active Optic System and Thin Mirror Blank)
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

(Combine Telescope)
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。人眼视网膜接受讯号,相对于VLT使用波前影像侦测器(Wave Fornt Sensor)与电脑下指令给调适光学系统(Adaptive Optic System),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──宇宙千里眼

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。

欧南台的42米极大望远镜(E-ELT)

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(Extremely Large Telescopes,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

Catch a Star 摘星
自2002年开始,欧洲南方天文台每年举行一个叫“Catch a Star 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( European Association for Astronomy Education (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,外方导师来华参加其指导学生论文答辩,国际旅费由外方负责,在华期间费用由中方导师负责。

历届欧南台台长

Otto Heckmann (1962–1969 )
Adriaan Blaauw (1970–1974)
Lodewijk Woltjer (1975–1987)
Harry van der Laan (1988–1992)
Riccardo Giacconi (Nobel Prize winner) (1993–1999)
Catherine Cesarsky (1999-2007)
Tim de Zeeuw (2007 --- )

会员国加入时间

比利时、德国、法国、荷兰、瑞典(1962年)
丹麦(1967年)
瑞士(1981年)
意大利(1982年5月24日)
葡萄牙(2000年6月27日)
英国(2002年7月8日)
芬兰(2004年7月1日)
西班牙(2006年7月1日)
捷克(2007年1月1日)

中国天文学家在欧南台

欧南台VLT计画中最重要的合成望远镜就有中国人的协助与参与。 前上海天文台副台长朱能鸿先生应欧南台的邀请,来到德国慕尼黑总部改良原有合成望远镜的设计。另一位优秀的光学工程师是崔向群女士,她在欧南台工作已达八年之久,负责主动光学系统与镜片的组合设计。此外,国际知名的天文学家陈建生先生与方励之先生也都是欧南台的常客。这批中国天文学家,不单单对天文现象观察有精辟的见解,更重要的是他们具备有丰富的其他相关的知识,可以帮助观测小组就近改装及使用仪器。
值得一提的,除欧南台外,在德国慕尼黑地区,马普科学研究院及慕尼黑工技大学内,也有不少中国天文学研究员及学生,为天文学默默工作着!
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