小小天文台
41 天文学家不喜欢闪烁的星星。
漫天闪烁的星星是一个很浪漫的景象。但讽刺的是，它是天文学家害怕的事情。那是因为当恒星闪烁时表明地球大气状况很糟。只有当地球大气干净 稳定时望远镜才能产生天体非常清晰的像。但是有时地球大气极不稳定，表明大气中有无数 不断移动的湍流。这时透过大气观察天体就像透过一条干净的急速流动的小溪看底下的东 西。小溪底下的物体像是不断的波动，被水的湍流扭曲。同样的，大气湍流也把穿过它的光 线折射扭曲了。对于裸眼，这些不稳定的大气是星星不多闪烁。望远镜使问题更复杂了，因 为在放大天体像的过程中，它也放大了大气的扰动，是星星的像弥散成一个不断变换大小和 形状的光斑。天文学家把大气不稳定的夜晚称为大气的视宁度不好。这样，一架望远镜在某 一夜晚的分辨率比起其本身的尺寸跟依赖于大气状况。
42 天文学家通常试图把天文台建造在有更长时间大气视宁度的地方。
天文台选址一般在光污染少的地方
选择天文台新台址的 最大考虑是一个地方大气稳定性或说好的视宁度的持续性。这样的地方通常选在盛行风从比 较平坦的地形或海洋上吹来的较高的山峰上。如此平坦的地形产生的空气流动可以保持光滑 平行，从而只有尽可能小的垂直运动。这样，比如 Kitt 峰国家天文台位于较平坦的亚利桑 那沙漠上几公里高的山峰上。世界上最好的一些天文台位于像夏威夷的一座名叫莫那克亚的 死火山和智利安第斯山脉一系列的山峰上，这些都在于这些地方的向风面是一望无际的海 洋。然而尽管在如此理想的地方，一些大望远镜的分辨率很少超过 1 角秒。
43 为了找到建造天文台的地方，天文学家也在寻找最晴朗的地方。可以理解，天文学家不 仅希望找到大气稳定的地方，它们也希望找到最晴朗的地方。这当然意味着每年有尽可能多 的无云日。夏威夷的一些地方覆盖着热带雨林，但是在 13000 英尺以上，莫那克亚的最高峰 如此之高，除了偶尔的大雪，它已超出了“气象带”。智利的那些天文台在干燥的沙漠之上，一年也可能见不到一滴雨。
44 另一个选择台址的重要因素是远离污染。这看起来也很明显，但当说到污染，光学天文学家关心的不仅仅是空气中没有那些化合物。他们关心的是另一种形式的其他他人没有想过的污染，光污染。城市里发出的灯光和车灯光射向天空洗去了暗星河银河的光，使得一些天文研究除了在郊区实际上无法进行。向曾经是 20 世纪天文研究重地的威尔逊山和帕洛马山，已经因为来自洛杉矶和圣地亚哥等大城市的光污染逐渐变得不能用了。甚至 Kitt 峰也日益受到图森不断膨胀的人口的威胁。天文学家已经搬向更远的像在夏威夷和智利的山峰。
45 大众可以帮助减少光污染。
不需要减少晚上街道和高速公路需要的安全照明量，政府和大众可以采取一些简单的不需增加负担的措施而显著的减少它们产生的光污染。仅仅在路灯 上加上灯罩和使用不同的光给高速公路照明可以使我们重新拥有不仅是对天文观测至关重要的也是不断减少的自然资源的美丽星空。
46 当我们谈到宇宙研究时，我们需要注意更多我们的眼睛可以注意的东西。有时天空看起来非常的晴朗但对于某些天文研究却不能接受。对观测光学这一精确测定天体视亮度的天文分支尤其正确。例如，实际上对裸眼来说不可见的一块非常薄的云，在这样的仪器里产生非常大的波动致使数据报废。
47 能造多大的望远镜有着技术上的限制。
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望远镜的主镜越大，它成的像越亮越尖锐。那么为什么不简单的用一块巨大的镜子呢？问题就在于造这个镜子的物质有一个承受力的极限，为了使望远镜的透镜或凹面镜能精确的把光聚成一个清晰的像，透镜或凹面镜的镜面必须有精确到几百万分之一英寸的只有光波长的几分之一的镜面形状。现代磨制镜面的工艺可以达到这样的精度，但是镜面重到一定程度以后会在自身的重力下变形。变形量不能达到眼睛看到的程度但是足够把光扭曲到不能精确成像。
48 世界上最大的折射望远镜在威斯康星，最大的反射望远镜在俄罗斯。
世界上最大折射望远镜主镜口径有 1 米。它位于威斯康星州芝加哥大学管理的叶克斯天文台。1948 年，加利福尼亚帕洛马山上直径 5 米的反射望远镜落成。几十年内它始终是世界上最大的。直到 20世纪 70 年代，高加索山脉的一座 6 米的反射望远镜才落成，但是不幸的是它的光学系统始终不是太好。
49 新材料和新技术导致了更大望远镜的出现。
20 世纪 80 年代一项令人激动人心的望远镜 设计技术的进步是天文学家否认了原来认为的光学望远镜尺寸有限制的想法。这一理念包括把几个单独的镜片合成一个望远镜并使它们单独接收到的光产生一个联合的像。这样的方法使单独镜片的总面积等效于整个它们联合起来的面积。夏威夷莫那克亚山上的凯克望远镜用 36 块直径 1.8 米的镜片拼在一起。1990 年首次进行测试，1996 年放在它旁边的双子镜（凯克 2）开始加入。更大的多镜面望远镜设计正在进行中。
50 其它的望远镜设计用激光和计算机征服自然。在一个被称为自适应光学的研究领域，科学家正在调查利用激光不断探测望远镜上空的大气并且把信号传给计算机控制的支持主镜的马达使其精确的改变主镜的形状来抵消大气湍动的变化。如果成功的话，这种望远镜可以达到前所未有的清晰度。
51 另一种望远镜设计技术把几个望远镜的光合成以达到很高的清晰度。在最近的英国剑桥大学的一项实验中，天文学家把来自三面指向同一目标的不同望远镜的光合成产生一幅图像。主要原理是干涉测量法，因为图像是通过计算机分析来自不同望远镜的光的干涉得到的。通过这样的分析计算机能得到大量关于目标物体的信息并且最终产生和使用整个一块面积等同于单独望远镜之间相隔的距离一样的像。在最初的实验中，三架望远镜大约 20 英尺远，这样就模拟合成了一架有 20 英尺口径的望远镜。结果是成了一幅等同于让你在 600 英里以 外看到一个许可证书的清晰度的五车二恒星系统的星像图。不久望远镜可以被放得更远来产生更高的分辨率。使用不同的分光仪，美国的一个小组最近得到一个好 10 倍的结果，分辨 了一对只有 0.0032 角秒的双星——相当于一辆在月球上的汽车看上去的尺寸。
52 其它地方也计划着相似的望远镜阵。从智利澳大利亚到美国都在计划或正在建造其它的 光学干涉仪。另外，凯克和凯克 II 能够也正在准备这样连接起来。随着计算机变得更快， 能够处理越来越多的数据，这样的系统在我们进入 21 世纪无疑会在天文领域扮演一个重要 的角色。尽管如此，这样的系统也有它的缺点，就像生活中一样，科学中也没有免费的午餐。第一，这样的系统需要大量的计算机功率。第二，图像的最终完成需要望远镜几天或几个小时的时间。
53 天文学家实际上很少花时间通过他们的望远镜观测。
这听起来很奇怪，但却是事实。大型望远镜是一个很昂贵的日用品而眼睛是一部不灵敏不客观的设备。现代天文学家改为坐在 天文台里花大量的时间看电脑屏幕。其中典型的是显示天文学家正在研究的行星、恒星、星 系或其它物体。但是图像也会经常的是附近的一个不相关的物体。并且图像甚至不是来自主 镜而是连在主镜上的小望远镜。利用这个小望远镜和屏幕上对应的像，天文学家使主镜跟踪 天空中的物体。在其它的监视器上，它保存从比人眼更可靠的科学仪器上记录下的数据并且 分析主镜收集的他正在研究的天体的辐射。
54 有些情况，天文学家甚至不需要去天文台。现代成熟的远程控制技术已经达到了可以让 天文学家在晚间天文台只有一个助手帮助打开关闭设备和纠正设备可能产生的错误下，通过 从他家或办公室连出的计算机指导望远镜的工作。
55 有些情况下天文学家根本不可能去天文台。当然，天文学家利用哈勃空间望远镜和其它绕转的空间器作为天文台必须完全依靠来自地面的远程控制。（只有航天员偶尔拜访哈勃空间望远镜做做修理或安装新设备，天文学家是不让接近的。）在这种情况下，经过特殊训练的工程师和技师把天文学家想用哪台特殊设备观测那个特殊天体的要求翻译成计算机指令，通过电磁波传送到航天器上。天文学家当时可以在他们正在做观测的台站（只要他们答应不碰任何东西）或者就呆在家里通过邮件或计算机连接收到数据来做后面的分析。
56 在天文学家的工具箱里有特定的基本工具，其中最常见的是照相机。照相术最早被引进天文领域是 19 世纪中叶。这个进步是令人振奋的，因为，第一次，天文学家可以客观地记录下他们的望远镜指向的物体而不要用他们的手画，这样一个天文学家可能和另一个记录下的显著不同。多年来，对胶片在天文领域应用的主要限制是它对光相对不敏感，别是天文上特别暗的天体。随着时间的推移，胶片提高了灵敏度，并且天文学家从在使用前在炉子上烤干胶片到冷却它发展了一系列技术改进它。虽然一些天文图像是彩色的，但是为了天文研究的目的拍摄的照片大多是黑白的。
57 近年来，一种胶片的电子替代品席卷了天文界。
它就是 CCD 或者说电荷耦合器件。你可以在你家的可携式摄像机中找到。这样的设备是由几万到几十万个很小的被称为像素的在曝光时产生电荷的光敏元组成。通过读出每一个像素中的电荷计算机可以重现原来照射到 CCD上的光的分布从而成图在监视器上显示或打印出来。CCD 比照相胶片的优点是对光更敏感，胶片只能用一次，CCD 可以一次又一次重复使用。另外的，CCD 图像存储在计算机里，可以向其它数字图像一样改变对比，找出细节，从而可以电子化的处理。CCD 和其它的一些技术进步是今天的天文学家在同一时间内比他们几十年前的前辈多得到几百倍的数据。
58 CCD 通常被用来在航天器上成像。如果在天文台进行传统的照相，它可以简单的在一间方便的暗室中进行。但当到了航天器上，拍摄和换胶片就不是那么简单了。所以现代的航天器用 CCD 和类似的照相机进行电子化的成像。图像存储在航天器上的计算机里或者以数字的 形式存储在磁带里，然后以电磁波的形式传回地球，在地面上用计算机重新成图。
59 另一件天文领域通用的工具是光度计。光度计是用来精确测量物体有多亮的电子器件。物体可以是行星恒星星系或其它任何天体。天文学家用的光度计实质上等同于你可以在 35mm 照相机中找到得非常非常灵敏的光度计。光度计的核心是一块在光落到上面时可以发射电子流的物质。光越亮，电子流越强。流的大小被记录在计算机里。通常，每次一系列的 虑光片被一次放在光源和光度计之间。这样行星恒星星系或其它任何天体在不同颜色的相对 亮度就可以测量了。有时在光柱中放一个偏振片然后旋转来看来自目标物体的光本身是不是
偏振的。
60 可能现代天文学家使用的最万能的工具是光谱仪。
光谱仪是利用棱镜或磨光表面的刻上 很多精细的平行条纹的衍射光栅把来自天体的光分裂成彩色的光谱。这个光谱被记录在一张 胶片上，或者如果使用了 CCD，光谱的数据被收集存储在计算机里以备显示或分析。从光谱 里可以决定一个物体很多难以置信的性质，比如它的温度、化学组成、尺寸、自转速率、接 近或远离我们的速率、磁场的强度和表现等等。再一次，在所有情况下，天文学家收集和研究光和其它形式的辐射。
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