觀看宇宙的眼睛－天文望遠鏡

作者: Oliver
 
望遠鏡是收集遠處細小、暗淡的物體的光線後，通過光學成像的方式將影像放大，並使它們顯得更亮、更清晰。在使用望遠鏡觀測天體之前，對於人類而言，它們都只不過是在天上的光點。在這個難以分辨這些光點的時期，人類也只能有限地研究它們的存在，因此天文學的發展亦被局限了。假若沒有望遠鏡的誕生與發展，就不會有現代天文學。
由於多數天體不單單發出可見光，還會放射出其他波長的輻射。為了更加了解我們身處的宇宙，現時科學家也會用不同波長的電磁輻射去觀察宇宙，利用不同波長所觀測到的宇宙會大大不同。而根據這些望遠鏡觀測波段的不同，望遠鏡亦被分為射電望遠鏡(Radio telescope)、微波望遠鏡(Microwave Telescope)、紅外線望遠鏡(Infrared telescope)、光學望遠鏡(Optical telescope)、紫外光望遠鏡(Ultraviolet Telescope)、X射線望遠鏡(X-ray telescope)和伽瑪射線望遠鏡(Gamma-ray telescope)。

大氣對不同波長的透明度

射電望遠鏡

射電望遠鏡又名為電波望遠鏡，是主要接收無線電波段輻射的望遠鏡。射電望遠鏡外形有的像固定在地面的「鑊」，有的像衛星接收天線，無線電波會經金屬接收盤由前面較小的反射鏡將無線電波反射至接收器中。

帕克斯天文台的64米口徑全球最大可操作的射電望遠鏡(Green Bank Telescope) 

無線電波不但是波長最長的電磁輻射，還比可見光容易穿透其他物質到達地球，所以透過觀測無線電波，我們可以得知宇宙最遙遠的資訊。不過，天文望遠鏡的解像率 θ (Resolution)取決於望遠鏡的口徑 D 和觀測的波長 λ ( θ= 1.22λ/D)。口徑越大及波長越短，解像率越高。因此，射電望遠鏡的天線口徑需要建造得相當大才能獲得清晰的影像，在觀察1米波長的電波時，便要400米口徑的望遠鏡去達到地球大氣的視寧度(Seeing)，但是大口徑的天線難以製作而且建造成本昂貴。

全球最大單面射電望遠鏡(350米)-美國阿雷西博天文台(Arecibo Observatory) 

為了得到更清晰的影像，科學家利用波干涉(Interference)註一原理，製作了電波干涉儀(Radio interferometer)。透過結合數個望遠鏡的訊號所產生出來的影像比單一相同總計面積的望遠鏡的解像率還要高，所以有的電波天文觀測台會為望遠鏡「擺陣」，這些排列好的望遠鏡簡稱為「陣列」望遠鏡(如下圖)。

甚大天線陣(Very Large Array)

一說起微波，就不難聯想到它加熱的作用。在天文學上，科學家相信在大爆炸後不久的宇宙是處於高溫高熱的狀態，隨着宇宙的膨漲，現時宇宙的溫度只有約2.7K(-270oC)，在這個溫度下的宇宙所發出的就是宇宙微波背景輻射(Cosmic microwave background radiation)。通過研究這種輻射，便可以得知宇宙的過去與未來、暗物質等等的資訊。
由於微波很容易被大氣中的水氣所吸收，所以科學家會將微波望遠鏡放置在大氣稀薄而且空氣中水氣含量低的環境下進行觀察，例如太空中、氣球上或極地
等。

南極望遠鏡(South Pole Telescope)

與射電望遠鏡一樣，微波望遠鏡也會「列陣」以獲得更清晰的影像，但因為觀察的波長比無線電波短得多，微波望遠鏡所列的陣也小得多。

泰德峰天文台(Observatorio del Teide)的極小陣列(Very Small Array) 

紅外線望遠鏡

顧名思義，紅外線望遠鏡主要是接收紅外線的。理論上來說，所有大於0K(-273oC)的物質都會發出紅外線，而且離我們很遠的天體所發出的可見光也會因為紅移註三而變為紅外線，所以用紅外線來看宇宙比可見光來看會看得「更多」。不過，紅外線不但會被大氣吸收，其他物體也會發出紅外線。若要獲得更多紅外線波段的信息，就要減少望遠鏡附近的物體發出的紅外線干擾，以及在較少干擾的環境下進行觀測，如外太空、大氣層較高的位置。史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)就是其中廣為人知的一支紅外線望遠鏡。即使建造地基紅外線望遠鏡(Ground based infrared telescope)，也會選址在海拔高而且非常乾燥的地方。

史匹哲太空望遠鏡(Spitzer Space Telescope)

而減少或避免望遠鏡和其設備所發出的紅外線干擾的方法，則是在觀測的時候使用液態氮等冷卻劑將設備冷卻至只有數K的溫度。

光學望遠鏡

加那利大型望遠鏡(Gran Telescopio Canarias)

光學望遠鏡主要工作波段當然就是可見光。早於17世紀，天文學家伽利略已經開始使用他自行改良的折射式光學望遠鏡(Refracting telescope)來進行天文觀測。經過三百多年的研製和改良，現在的光學望遠鏡從原理不同來區分，可分為折射式(Refracting)、反射式(Reflecting)和折反射式(Catadioptric)。雖然有各式各樣的望遠鏡，但大多研究用的大型望遠鏡都是反射鏡。相比起需要使用透鏡的折射式和折反射式望遠鏡，反射式望遠鏡只需要一面平滑磨光的鏡面，比起製作沒有缺陷的玻璃透鏡容易得多。此外，玻璃透鏡還會因為自身的重量而下垂、變形，也會吸收部分光線和更容易產生色差註三現象。

當然，反射式望遠鏡也有好處也有壞處的。為了方便觀察者觀看，反射式望遠鏡中間必須使用支撐架並放置另一平面鏡把光線反射至鏡身後。然而，由於第二平面鏡使用支撐架的關係，光線在經過支撐架時會發生繞射(Diffraction)現象而產生星芒(Asterism)現象。

星芒現象

  紫外線望遠鏡 

哈勃太空望遠鏡(Hubble Space Telescope)

雖然天文台每天也有報導紫外線指數，但是研究天體用的紫外線輻射卻是無法穿透大氣層的，必須以太空望遠鏡觀測。透過紫外線所看到的天體會比以可見光看到的較為黯淡，因為越低溫的天體會發出越弱的紫外線，但藉着以紫外線觀察宇宙，我們才能得知星際間某些物質的化學成份、密度和溫度。
而以紫外線觀察的望遠鏡構造和原理和光學望遠鏡相若，在此就不多解釋了。

X射線望遠鏡&伽瑪射線望遠鏡 

倫琴衛星（Röntgensatellit-ROSAT）

X射線望遠鏡和伽瑪射線望遠鏡分別是以接收X射線和伽瑪射線(統稱為高能光子)為主。這些高能量的光子都被大氣強烈吸收掉，無法到達地面，所以要觀測它們就必須突破大氣層的障礙，通過使用高空氣球和人造衛星搭載的儀器同步觀測。
X射線和伽瑪射線都是高能量的電磁波，它們需要相當極端、強烈的環境下才會產生，如果說用可見光觀察的宇宙是「平靜」的話，那麼用X射線和伽瑪射線觀察的宇宙可說是非常「活躍」吧！

昌德拉X射線望遠鏡(Chandra X-ray Observatory)

由於這些高能輻射照射物質時會容易穿透，不容易產生反射和折射的現象，所以X射線望遠鏡和伽瑪射線望遠鏡利用了全內反射的原理，而光子的入射角必須大於87o，否則難以反射。光子能量越高，入射角的角度需要越大才能反射。因此，有了掠射式望遠鏡(Wolter telescope)的發明，使高能光子能以近乎平行的角度照射在金屬板上進行反射和聚焦。

近半個世紀以來，隨着科技的不斷進步，人類運用不同的方式去探索和了解我們所身處的宇宙。然而，現階段還沒法到達並考察太陽系外的星體，使用望遠鏡便成為我們去觀察宇宙的主要方法。一支新天文望遠鏡的建成或升空不單單是國力的表現，更喻意着天文學上的進展。

註一：若兩個波的波峰或波谷同時到達同一地點，它們的互相干涉會使波的振幅變大；若兩波之一的波峰與另一波的波谷同時抵達同一地點，它們的互相干涉會使波的振幅變小。

註二：因為宇宙不斷膨漲使天體所發出的光線的波長變長，因此我們在地球觀測時便會「變紅」。

註三：因為不同波長的光線進入透鏡時的折射率都有所不同，所以會造成不同頻色的光無法聚焦在同一點上。