視相 (Seeing)
何謂 "視相"? 這是個很常見到的問題. 視相的原文是 "seeing", 最簡單的講法就是指星星看起來閃爍的程度.
由於地球有一層厚厚的大氣, 在地面上看到的星光都是經過大氣後到達我們的眼睛或者望遠鏡. 我們的大氣並不是一層靜止不動的氣體, 不論是大尺度的天氣現象, 還是小尺度的局部不均, 都會在各處造成亂流 (turbulence), 亂流所帶來的便是大氣各處的密度都會產生快速的變化. 我們知道不同密度的大氣會有不同的折射率, 星光在經過這許許多多不同折射率的氣塊時, 其路徑便會被彎曲, 就像光的路徑會被透鏡彎曲一樣. 但既然氣塊的的密度會快速變化, 就表示這種星光被彎曲的程度也是隨時間在快速的變化, 因此對人眼來說, 在某個很短的時間內, 我們可能會看到星光被朝向我們聚焦, 而下一瞬間卻又失焦, 這造成我們常覺得星光會忽明忽暗地閃爍. 這就是視相產生的原因, 也是為何我們會唱:一閃一閃亮晶晶, 滿天都是小星星.....
這種閃爍的程度取決於星光所通過的大氣厚度及穩定度. 一般來說, 在台灣, 冬季的氣流較不穩定, 在冬天看星星很容易看到此種閃爍, 此時我們會說視相很差. 更有甚者, 如果我們去看低仰角的星, 由於它們通過的大氣厚度比天頂的星來得厚, 閃爍程度會更嚴重, 我們甚至除了看到星光在亮度上的變化, 還可看到顏色的變化, 時而藍時而紅. 這是因為不同色光的折射率不同, 在視相最糟的時候, 不同色光被大氣偏折的程度甚至可以很明顯地不同. 而反過來, 台灣的夏季, 尤其是子夜以後, 視相往往較佳, 此時就不容易看到星光的閃爍.
如果你只是抬頭仰望星空, 星星一閃一閃的, 看起來當然很漂亮, 能夠五顏六色變來變去那更是再好不過. 但天文學家可不喜歡這樣. 如果你試著透過任何一台小望遠鏡 (口徑在十公分以下), 盡可能地用很高的倍數去觀察一顆恆星, 你會發現, 那顆恆星在目鏡中的位置不是不動的, 而是會以很快的速度在一個小範圍內來回晃動. 或者, 你可以試著在冬天的台北市用望遠鏡看月亮, 你會發現很像在水裡看東西, 月亮的影像晃來晃去的. 這與用肉眼看星星會看到星星在閃是同一回事, 都是因為星光通過快速擾動的大氣後產生偏折所造成. 在這種情況下, 試想, 如果我們拿相機對一顆星做長時間曝光, 我們所拍到的便不會是一個小小的星點, 而是該星點在底片上不斷晃來晃去所累積在底片上的影像---一個較原星點為大的盤子. 這樣的盤子我們稱視相圓盤 (seeing disk), 當視相好時, 這個盤子會較小, 反之若視相不好, 拍出的盤子會比較大. 如果你知道何謂解析力, 你就會知道這個盤子所代表的是解析力的下降, 盤子越大, 這張照片的解析力越差, 越模糊不清. 可能原本兩顆很靠近的星, 因為各自瀰散成一個大盤子在照片上而重疊在一起, 使得它們看起來就像是一顆星一樣. 這我們當然不喜歡.
因此, 對天文觀測來說, 視相是一個很重要的條件. 在視相好的條件下觀測, 可以看到或拍攝到較清析的影像. 甚至, 視相不只決定所攝得影像的清析度, 更決定可以攝得多暗的天體, 在視相越好的地方做觀測, 越能拍攝到暗淡的天體. 從這個角度看, 好的視相的作用就像大口徑的望遠一樣, 視相好的地方的小望遠鏡, 在觀測遙遠的星系時, 其效能可以超過視相不佳的地方的大望遠鏡.
所以, 天文學家在蓋天文台時, 總是希望把天文台蓋在視相好的地方, 這些地方通常是大陸的西緣, 或是大洋上的孤島. 譬如, 美國本土的大天文台多集中在加州及亞歷桑那州, 南半球最大的望遠鏡多集中在智利的安地列斯山上, 這些都是在大陸的西緣, 而全世界最大的望遠鏡的集中地---夏威夷---則是屬於大洋上的孤島. 目前在所有已知的觀測地中, 夏威夷島上的Mauna Kea山頂, 有全世界最穩定的氣流, 也就是最佳的視相條件, 在Mauna Kea上的2m口徑望遠鏡, 在觀測暗星上的能力, 足以與亞歷桑那州基特峰 (美國國家光學天文台) 上的4m望遠鏡抗衡, Mauna Kea上其它大望遠鏡的威力就更不在話下了, 這都是拜夏威夷優異的視相條件所賜.
不過, 再怎麼優秀的地面觀測點, 或多或少都仍有大氣擾動的問題, 永遠難以達到零視相的完美條件. 要完全擺脫視相的限制, 在過去, 最合理也最想像得到的方式, 便是把望遠鏡送上太空, 這是現在我們有哈伯太空望遠鏡在天上飛的原因之一. 雖然哈伯的口徑只有兩公尺, 但由於沒有大氣的影響, 在90年代, 它所拍出的照片比任何一台口徑比它大的地面望遠鏡都清析, 也因此, 哈伯太空望遠鏡在世紀末成了天文學界的超級英雄. 不過, 這個由哈伯獨霸的現象並沒有維持超過十年, 技術的進步使得地面的望遠鏡可以克服大氣擾動的影響, 拍出極清析的照片, 高解析力早已不是哈伯的專利了. 在這方面, Mauna Kea上的眾多望遠鏡, 以及智利歐洲南方天文台的VLT, 都是佼佼者.
=============Part II==============
在 "視相 I" 一文中, 我大致介紹了視相是指星光因大氣擾動而閃爍的現像. 然而, 有一種天文入門書上常可見到的說法並沒被我提到, 那就是, 我們用肉眼看行星的話, 通常行星較不會閃爍. 也因此, 這很多入門書上都寫著, 要辨識一顆星到底是行星還是恆星, 就看它會不會閃. 這是件很有趣的事, 不論是恆星還是行星的光, 都會經過我們擾動不已的大氣, 何以恆星看起來會閃, 而行星不會? 要了解這件事, 我們得看看星光在通過大氣時到底發生了什麼.
星光在進入我們的大氣前, 應該是很完美的平行光束, 這是因為恆星都距離我們太遙遠了. 從波動的角度看, 平行光束就相當於平面波, 波前(wave front)構成一個完美的平面. 如果是這樣的平面波進入我們的望遠鏡, 它可以被完美地聚焦, 成像的品質由望遠鏡本身的繞射極限決定. 譬如, 哈柏太空望遠鏡在大氣層外所看到的星光, 就是這麼一回事.
但有了大氣後, 故事便完全不同. 因為大氣中無時無刻不存在的亂流, 大氣中每一個地方的密度會略有不同, 密度高的地方折射率高, 反之密度低的地方折射率較低. 我們知道光在折射率高的地方行進較慢, 因此, 當平面波進入這折射率高低不均的大氣後, 進入低折射率區域的光跑的較快, 其波前會領先進入高折射率區域的光. 最後的結果便是, 波前的形狀被破壞, 不再是平面了. 各位可以稍稍用一下想像力, 進入大氣前的星光的波前就好比一張全新的紙, 是平的. 而進入大氣後的波前形狀, 就像被揉過再攤平的紙一樣, 高低不平. 我們都知道, 波行進的方向是垂直於波前的, 因此, 這個被破壞的波前, 好像是由各種前進方向稍稍不同的波所構成, 對望遠鏡來說, 這樣的星光看起來便不再像是來自同一個方向, 而是來自許多不同的方向, 其所產生的影像便不再是單一的星點, 而是許多的小點.
如果我們仔細去看這張被揉過的紙, 用放大鏡來看其中一個很小的區域, 我們會發現, 原本看來整張凹凸不平的紙, 在一個小範圍內, 其實還是平的. 這個範圍取決於你揉這張紙的程度, 如果你只是輕輕揉一下就攤開它, 你會發現有很多面積很大的區域其實仍是平的. 但相反的, 如果你對這張紙恨之入骨, 死命揉它之後再攤開, 你會發現你要用放大鏡看, 才能看出一小塊平坦, 沒被破壞的紙面. 星光其實也是這麼回事, 如果大氣中的氣流夠穩定, 星光的波前只受到少量的破壞, 在很大的範圍內, 波前可以被看做是平的. 反之, 若大氣中的亂流很強, 波前就會像被死命揉過的紙一樣, 只有在很小的範圍內會看起來是平的. 這件事很重要, 我們稱這個波前大致仍是平面的範圍大小為 "相關距離 (corelation distance)", 意思是, 在此距離以內的波前位置是彼此相關的, 可以被當成相等的, 而一出了這範圍, 波前位置便彼此無關, 可能相差很大. 相關距離的大小可以當做衡量視相好壞的指標, 相關距離越大, 表示波前遭的的破壞越輕微, 視相越好. 地面上的望遠鏡所觀測到的典型相關距離約在10到15cm左右, 視相最好的地點 (夏威夷的Mauna Kea, 及智利安地斯山脈上的一些山頭), 相關距離可以大到30cm.
讓我們再仔細想想這件事, 在相關距離以內的波前可以被當做是平面波, 意思也就是, 如果我們只取相關範圍內的波前來成像, 產生的影像就像是由平面波所產生. 這是為什麼我在 "視相 I" 一文中提到, 若我們用小口徑 (小於相關距離的口徑) 望遠鏡看一顆星, 我們還是會看到完美的星像: 繞射圓盤加上繞射環. 只是, 這個平面波的波前方向會略不同於原方向, 且因大氣密度的快速波動, 波前的方向隨時在變. 因此我們固然會看到完美的繞射影像, 這個影像卻會在原地晃來晃去. 這種視覺經驗, 相信曾做過高倍目視導星的業餘天文攝影者都會有. 然而, 若我們用的望遠鏡口徑大於當時大氣的相關範圍, 這表示進入望遠鏡的光, 可視為由一組以上的不同的平面波組成, 因為望遠鏡收集到來自好幾個不同的相關範圍的的平面波. 而每一組平面波, 各自形成繞射極限影像. 這時我們在望遠鏡中看到的, 便是許多個星點以極高的速度晃來晃去. 而通常, 這不易用肉眼看出來, 只能借助攝影機來觀察此現像, 用肉眼直接看的話, 大概只能看到一團糊糊的星像.
看行星不會閃而恆星會閃的道理, 與前述大小口徑望遠鏡看到的星像的差別是差不多的. 用肉眼看恆星, 就好比透過小望遠鏡, 看到的是來自單一相關距離內的平面波, 星像會晃來晃去; 而看行星, 就像是用大望遠鏡, 看到的是來自許多不同的相關範圍的星像, 星像看起來不太會晃. 怎麼會這樣?
我們可以來做個簡單的計算. 以木星為例, 其視直徑約在40角秒, 也就是0.0002角弧左右. 大氣中的亂流約發生在地面到十幾公里左右的高度. 以十公里來說好了, 我們的肉眼所看到這0.0002角弧的星光, 在通過十公里的高空時, 約橫跨了10000m*0.0002=2m的截面. 換句話說, 我們所看到的木星星光, 約是來自400個相關範圍的光的總合 (假設相關範圍是10cm). 這告訴我們, 即使偶爾有幾個相關範圍內的平面波, 因大氣擾動而偏折偏離了我們的視線, 我們看到木星的瞬間亮度變化也不過是四百分之幾而已, 這是察覺不出來的. 相反的, 恆星的視直徑幾乎是零 (因為它們都太遠了), 進入我們眼中的星光在通過十公里高空時其實跨越的截面遠小於一個相關距離, 我們所看到的恆星光芒只來自於一個相關範圍. 一但這個相關範圍內的平面波方向稍稍偏離我們的視線, 或是其它相關範圍內的平面波不巧進入我們的視線, 我們很容易可以察覺星光亮度的變化, 這就是星光閃爍, 以及童謠 "一閃一閃亮晶晶" 的由來.
這裡有一個電影(4.7MB mpg), 拍的是實驗室中用雷射製造出的假星像, 用以模擬其遭大氣擾動破壞後, 在大望遠鏡中看到的影像. 各位可以看到就如我前面所說的, 影像由許多個不停跳動的小點所構成, 每一個小點都近於完美的繞射影像, 小點的大小反映的是望遠鏡的理論解析力. 而每個小點來回跳動的範圍遠大於小點本身的大小, 這個跳動的範圍才決定最終影像的解析力, 與望遠鏡的理論解析力無關. 因此, 大望遠鏡的解析力總是會受到大氣擾動的限制, 要達到其理論解析力並不容易. 大望遠鏡要達到其理論解析力的方法之一是, 利用所謂的 "可調適光學系(adaptive optics, 簡稱AO)", 該電影的後半段便是把AO開啟後所看到的星像, 各位可以看出, 那些跳動的小點基本上消失了, 且星光集中在中央的繞射圓盤上. 目前, 已有越來越多的大型地面望遠鏡開始搭載AO, 透過AO, 地面望遠鏡已能拍出比哈柏太空望遠鏡更清析的影像, 有興趣的人可以到夏威夷大學天文所的AO網頁參觀其所攝得的照片.
ps, 最後這一段關於可調適光學系的介紹我寫得太簡短了些, 因為不想增加篇幅, 有些小細節不盡然全對. 日後有機會我再為各位專門介紹.
參考自中研院天文所網站
http://mail.dali.tcc.edu.tw/~earth/dali-earth/sci_study/vs/KTO/Seeing.htm
