文|樹洞檔案
編輯|樹洞檔案
前言
自從大約400年前天文學研究開始以來，專業人員對越來越暗的物體的研究，也需要用到直徑更大的望遠鏡。
在19世紀早期，喬治·黑爾認識到從定位到更好的地點（例如，加利福尼亞）所獲得的顯著優勢開始，逐漸發現即使是最好的地點的儀器仍然受到通量的限制。
因此，他開始支持使用大鏡子，這一概念在20世紀30年代構思，於1949年完成了5米望遠鏡。
在接下來的40年裡，4-6米級的望遠鏡仍然是常態，一方面是因為望遠鏡技術已經達到了一個平台，另一方面是因為在不增加鏡面尺寸的情況下提高靈敏度的替代方法。
天文望遠鏡的作用
與所有其他科學分支不同，天文學僅限於觀測，除了對隕石的分析，還可以用於太空探測器，但不可能進行實驗。
地球上的天文學家是一個被動的觀察者。
除了特定的粒子（宇宙射線、中微子）外，宇宙信息的唯一載體是在地球上或近地接收到的電磁輻射，而望遠鏡的目的是儘可能多地收集這些輻射，並以更高的靈敏度和準確性進行測量。
在本文中，我們將研究天文源的主要特徵和必須處理的複雜背景輻射，我們涵蓋瞭望遠鏡設計者需要熟悉的基本天文概念。
源特性
天文來源覆蓋的亮度範圍非常廣，為了確定這個範圍，通常使用一個在天文學中被稱為「量級」的尺度。
星際系統建立於二世紀的希帕克斯將肉眼可見的恆星分為六類，其中一類的恆星大約是61顆的兩倍。
天文觀測和接下來的觀測一樣明亮，由於眼睛對亮度的反應大致是對數的，希帕克斯的類別構成了一個對數尺度。
今天使用的強度尺度是在19世紀通過精確的強度測量正式確定的，並進行了調整，使其前六個級別將對應於希帕克斯的類別。
因為古代系統將第一類歸為最亮的恆星，星等尺度遵循一個違反直覺的進展，較大的數字代表較暗的亮度。
按照慣例，在所有波長下，0星級都歸因於明亮的織女星星（光譜類型為a0的藍色主序星），比織女星更亮的物體（太陽，明亮的行星）具有負的大小。
精確的測光是通過光電和固態的器件和濾光器，只接受特定波長的波段。一個廣泛使用的光度系統是UBV系統，它已擴展到覆蓋紅色和紅外波段。
應該指出的是，正在使用的幾種光度系統，它們的中心波長和帶寬不同，也取決於每個天文台的儀器響應。
這裡提供的數據是為了快速近似，而不是為了實際的觀測工作，一個比星際系統更不深奧的通量密度單位已經從射電天文學引進，並正在被廣泛接受。
對於那些喜歡考慮震級但想要使用Janskys測量的天文學家來說，「AB震級」已經被設計出來了，它是基於Jansky，但以幅度格式表示結果，它被定義為：
定義了常數，以對應於V（「視覺」）波段的正常大小。
在為一個特定的科學項目選擇目標時，必須考慮到許多因素。某些目標是獨特的或接近這樣的，對優化觀察幾乎沒有什麼餘地。
但在「通用」對象的情況下，可能會發現在天空中的許多地方，可以通過觀察獲得優化的適當選擇的時間（這樣源出現足夠高的天空）、月亮階段（例如，新月黑暗的天空）以及選擇地區，從而減少了背景從黃道光和銀河塵埃。
整個天空的近紅外地圖，說明了高黃道帶背景區域和81銀河發射波段，能夠天文觀測銀河系中的恆星和星雲。
如果要最大化靈敏度，就必須避免這兩個區域，該地圖還顯示了那些對銀河系外研究特別重要的區域的位置。
有趣的是，當約束與觀察從地球表面的消除，在太空望遠鏡的情況下，在天空中選擇的目標的分布是隨機的，除了那些特定的高感興趣的區域。
大氣以幾個方式影響觀測：
消光，減少了源的通量；線和熱發射，產生不必要的背景，特別是紅外；折射，改變源的表面位置，分散其圖像光譜；湍流，模糊了觀測物體的圖像。
下面將對這些影響進行更詳細的量化和描述：大氣削弱，大氣消光。
大氣消光是由於入射光子與空氣分子或粒子碰撞而吸收和散射的結果，在吸收過程中，光子被破壞，其能量轉移到分子中，這可能導致隨後的發射。
主要吸收劑為水、二氧化碳、O2和O3，在散射過程中，光子沒有被破壞，但其方向和能量被改變。
由典型尺寸比光的波長小得多的空氣分子進行的散射，λ大致與λ−4成正比，被稱為瑞利散射。
尺寸接近λ的小固體粒子的散射與λ−1成正比，稱為Mie散射。
吸收和散射的組合本質上防止探測電磁輻射外源，除了一些光譜區域稱為「窗口」，其中最重要的是光學窗口，包括可見範圍，近紫外線，紅外25µm，和無線電窗口。
在可見光中，消光只有10-15%，但由於海拔約20-30公里的臭氧層，在300納米以下大氣變得不透明。
在近紅外線中，在0.8~1.35µm之間，有一些由水蒸氣和氧氣引起的吸收帶，但大氣從不完全不透明。
超過1.3µm時，就開始出現大氣完全不透明的吸收帶，特別是在低海拔地區，透明波長區域，其中對中列出的光度譜帶的響應，在∼25µm之外，低海拔地區的大氣層完全不透明，波長約為1毫米。
大多數吸收劑的粒子數密度隨海拔高度幾乎呈指數級下降，對於近紅外的主要吸收體水，其尺度高度為2公里，因此高海拔地點提供了巨大的優勢。
例如，夏威夷莫納克亞山（4200米）的頂部超過了大氣水蒸氣的95%，而剩餘的水柱深度（包含上層大氣中所有可沉澱水的層的同等厚度）只有1.5毫米。
在南極洲高原可以發現更低得多的值，那裡的可沉澱水蒸氣通常在0.1-0.3毫米的範圍內，在這兩個位置上，明顯更寬的波長範圍可用於天文學。
海拔10公里以上的可沉澱水量非常低，這也是從氣球和飛機等高空飛行平台上進行觀測的主要誘因。
顯然，消光也取決於天頂角，因為通過大氣的路徑隨著這個角度的增加而增加，這是沿觀測方向的空氣量與天頂方向的空氣量之比。
對於小於60◦的天頂角，大氣可以被認為是一個平板，然後空氣品質是簡單地與天頂角的餘弦的倒數（即，秒z）成正比。
大氣輻射
在白天，大氣輻射主要是由太陽光的散射引起的，這阻止了對可見光和近紅外的觀測，在晚上，除了月光散射的可能貢獻外，在這些波長的大氣發射的主要來源是螢光（「空氣輝光」）。
上層大氣（100 km）中的原子和自由基經歷輻射去激發，發出特徵譜線，由於氫氧化物光譜的強強度，這種現象在近紅外線中最為重要，氣輝光線的時空波動限制了地面近紅外觀測的光度精度。
晝夜超過2.3µm，大氣輻射主要是熱輻射，各種大氣成分的有效溫度在230−280K範圍內，但大氣實際上輻射天空背景（Jansky/arcsec）。
由於它的氣體性質，天文觀測比相應的黑體要少，發射將接近黑體，峰值在12µm。
用紅外優化望遠鏡測量的典型背景通量如圖所示：
除了在15µm的二氧化碳和水在6.3µm的強波段外，與黑體相比，它的發射率較低，這是一個幸運的結果，即在大氣相對透明的波段，熱發射將較低。
另一方面，在超過2µm時，由於望遠鏡本身的熱發射，從地面觀測變得越來越困難，很明顯，在任何情況下，背景通量的指數上升顯著降低了這些波長的靈敏度。
大氣折射
大氣折射是入射光隨著光路的變化而產生的彎曲，使光源在天空中比實際上更高。
這種效應是天頂角的強函數，在天頂角為0，在地平線上接近半度，也隨高度、濕度和波長而變化。
在指向控制系統中，指向方向的總體誤差可以被糾正，但跨場的差異折射引起場旋轉，對寬場具有重要意義。
大氣折射的一個次要效應是由於空氣的折射率隨波長的變化，較短的波長比較長的波長折射得更多。
在大的天頂角下，紅色和藍色之間的折射差可以達幾弧秒，這種效應可以通過在儀器中引入一個分散元件來糾正。
自從這種色散隨天頂角而變化，修正通常通過安裝兩個旋轉稜鏡來調整總折射角。
大氣湍流
風和對流引起湍流，湍流可以混合折射率略有不同的層，導致光通過的方向發生變化。因此，到達望遠鏡孔徑的光量在強度和方向上都在不斷變化。
這種現象被稱為「看到」，空氣的折射率取決於它的密度，密度受自由大氣或望遠鏡附近可能發生的溫度波動的影響，而不是受與風相關的空氣氣壓變化的影響。
因此，「看到」強烈地依賴於溫度波動，但對風的影響卻可以忽略不計，這種溫度波動是由自然對流或機械湍流引起的不同溫度下空氣層的湍流混合造成的。
對流基本上局限於地面層和反轉層以下的對流層，但在整個上下大氣中都存在著機械湍流。機械湍流在弱分層對流層最為明顯，特別是在高溫區域，在湍流混合過程中，空氣包的溫度會隨著空氣包的上升或下降而發生絕熱變化。
如果局部溫度梯度等於絕熱衰減率1（γd=−9.8◦C/km），則被機械湍流置換的空氣包將始終與周圍空氣的溫度相同，且不會發生光學畸變。
但實際溫度梯度與絕熱衰減率的差值越大，機械湍流引起的光學失真風險越大，這種情況在中緯度地區的對流層頂很常見，因為溫度剖面的上升和由射流產生的風切變。
一般來說，湍流發生在非常薄的層中，只有幾米湍流對光學畸變的影響隨空氣折射率的增加而自然減小，空氣折射率與密度成正比，密度本身與壓力成正比，與絕對溫度成反比。
在實踐中，在20公里高度以上的湍流產生的光學擾動可以忽略不計，因為折射率已經變得非常小深。
總結
「油炸長度」，也稱為「油炸參數」或「相干長度」，是一個統計參數。
簡單地說，r0是從無窮遠的源發出的光線束的直徑，它們一起穿過各種湍流大氣層，仍然平行地到達望遠鏡入口。
參考文獻：
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