欧洲南方天文台

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：

位于智利阿塔卡玛沙漠南部的拉西拉山，首都圣地亚哥以北约600公里，海拔2400米，南纬29度15分，西经70度44分。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。

拉西拉天文台

位于智利安托法加斯塔以南约130公里的塞罗·帕瑞纳山，南纬24度38分，西经70度24分。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。

（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，南纬23度02分，西经67度45分，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。

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。

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：

（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」。

（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。

（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」。

（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。

（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。

（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。

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。

（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）。

（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。

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。

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。

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。

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 --- ）

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）

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！