科普知识
2大部分天文学家其实是天体物理学家。直到19世纪后期，天文学是很难描述和计算的。天文学家通过望远镜给天体照相并计算一些像日月蚀，行星的位置，恒星的位置和距离。尽管如此，天文学家是缺少对恒星物理性质和主宰它们为什么发光、怎样演化的物理机理的真正了解的。从那以后，我们在原子结构和物质作用知识上的突破使得天文学家通过物理规律的大方面应用而发现了宇宙的内在工作机制。这样，今天的大部分天文学家实际是天体物理学家并在做天体物理。这一头衔可以在鸡尾酒会上给人留下深刻印象。
4观测天文学家和理论天文学家的工作经常是互相补充的。[/b]有时，观测天文学家会发现宇宙中无法解释的现象而理论天文学家会试着用数学和已知物理规律来解释观察到的东西。还有时，理论天文学家会发展一种理论预示了宇宙中某种现象或某种物理条件存在而观测天文学家会试着通过观察验证这种理论对不对。第一个例子是脉冲星的发现和后来的中子星理论。第二个例子是黑洞存在的理论假设和接着黑洞被线总体来讲，研究宇宙是一件令人气馁的被动的活动。物理学家、化学家、生物学家有一个共同点：他们可以钻进实验室或到达目的地有效的创造出他们要研究的现象。他们可以接触到它，操作它，直接的和它们联系。问一个物理学家一个物质有多重，他们可以放在秤上称并马上读出来。问一个化学家一个反应放出多少热，他可以用温度计测出来。问一个生物学家一个血样有什么遗传特征，他可以立刻进行一系列小心的检测。对于天文学家来说整个宇宙就是一个实验室。但是，宇宙，用定义说就是“延展在那儿”的远在我们直接接触范围之外的所在。天文学家虽然可以测出一颗恒星离我们的距离，但是他不能用一盒卷尺去测量来验证这个距离。天文学家想知道太阳表面的温度，但是他不能去太阳那儿插一个温度计。天文学家想知道一个遥远星系的组成，但是他不能去那儿采样再运回地球分析。然而我们确实
14另一种被称为施米特—卡塞格林的望远镜设计提供了一个有趣的优点。它是用反射镜和透镜的结合。口径几到几十厘米大小的施米特—卡塞格林式远比牛顿式昂贵但比纯折射的便宜，并且有着当牛顿式性能相近镜筒只有其三分之一长的优点。这样，施米特—卡塞格林式更便携且可以放在一个小的因而便宜的地方。因为它短，在有风的时候晃动的就很少。这是很重要的，因为望远镜的放大作用，即使很小的微风引起的震动在望远镜的像上也会产生很大的晃动。
15我们看到最暗物体的下限取决于有多少光进入我们的眼睛而被聚焦。我们能看到东西因为光通过瞳孔被眼内的透镜系统聚焦在视网膜上成像，信号再被送到大脑。越多的光进入眼睛，越多的光落到视网膜上，越强的信号被送到大脑，就感到物体越亮。当我们刚进入一个黑屋子或刚从明亮的环境走到户外，我们感觉到什么都看不见。但当眼睛“适应”后，就可以看的更清楚了。适应是指瞳孔逐渐变大允许更多的光通过。尽管如此，还是有一个极限，能看多暗取决于瞳孔最大能变多大。
16望远镜能让我们看到更暗物体是因为它们让更多的光进入我们的眼睛。即使在最暗的条件下，平均来说，认得瞳孔不能扩张大于8毫米。所以我们只能看到最暗和通过8毫米见方的光通量呈正比亮度。但是望远镜可以使我们欺骗大自然而把更多的光聚焦成适合瞳孔大小的光柱。用你的裸眼去看星空，你只能用瞳孔的8毫米见方集光。用望远镜看星空相当于用250毫米见方的透镜或面镜集光，这样相当于有了直径250毫米的瞳孔。这就怪不得望远镜能让我们看到宇宙中远比用裸眼看的暗的多的东西。理解这一基本原理你就明白能给我们揭示迄今为止都为尽知的宇宙的望远镜的神奇魔力了。我们将要看到，专业天文学家并不用眼睛而是用远比眼睛客观的仪器接受信号。但是位置是一样的。
23 望远镜的有用放大率。必须要记住的是目镜放大的是通过物镜的经聚焦形成的像。所有的目镜要利用这个像来放大因此就有一个限制，即在多少光的总量下能有效的工作。简而言之，目镜接受越多的光，它就可以把像放的越大并仍能在你眼睛的视网膜上产生足够明亮和清晰的像。换而言之，对于特定的望远镜，你把像放到多大仍然可以看到足够清晰明亮的像有一个实际的限制。超出这个限制就会得到不好的结果。随着越来越大的放大率，你确实得到越来越大的像，但它会变的更暗，更模糊。实际上你很难看到细节。所以远比“这架望远镜放大率是多少？”重要的问题是“这架望远镜的最大有用放大率是多少？
24 一架特定望远镜的有用放大率的值取决于主镜的尺寸大小。虽然一架望远镜有用放大率会取决于很多因素，包括望远镜的光学质量，某个晚上地球大气的稳定程度。为了得到大约的最大有用放大率，你应该找到一架望远镜，以英寸为单位测出其直径再乘以40。因此，30英尺的望远镜在大多数晚上可用的最大放大率大约3*40=120（也写成120X），6英寸的在同一晚上在放大率是6*40=240时可以看到相同清晰明亮的像。因此，尽可能买佩有最大物镜
26 双筒望远镜对于简单享受天空的乐趣来说可以算是非常令人满意的工具了。为了坚持“物超所值”的信条，双筒望远镜是我们能满足从望远镜里看天空的可以负担的起的一个选择。尽管双筒不能提供给你一般望远镜可以提供的月球和行星的细节，但是你只是躺下来随便扫过星空，它们已经是非常美妙的了。另外装备了双筒以后，你可以享受很多美妙的时刻，比如顺着银河巡航来找你可以在本书看到的星云和星团，也可以观察双星，月蚀和不期而遇的彗星。
33 你好，某某？请给我一张星图。就像有德克萨斯和阿富汗的地图，也有天空的地图。它们曾经是用手画的，但是现在天文学家主要依靠的是照片或计算机图像。其中一个范围最广的这类照片和图像由加利福尼亚进行的帕洛马天文台巡天和智利欧洲南方天文台进行的南半球巡天联合组成。几百幅图像显示了整个天空暗至20等的恒星。另一个范围广的星图是为哈勃空间望远镜编得导星目录表。它包括了暗至15等的超过一千五百万颗的恒星，只能从大容量的CD-ROM里得到。在观测以前，天文学家可能会扫一眼它需要的目标周围的较显眼的恒星，这样就可以作为他它需要的目标的路标。
37 星图一般包括所含宇宙天体的坐标。就像地图一般在边上标出经纬度一样，星图一般在其所描绘的区域标出赤经赤纬。天体的表和目录一般也列出每一个天体的坐标。赤经（right asceion）一般缩写为.;赤纬(declination)一般缩写为Dec.。这样，例如冬季星空中最灿烂的天狼星可以在天空中，Dec.-16°35＇找到。而夏季星空中最亮的织女星位于，Dec.+38°41＇。这些坐标就像经纬度能够定为洛杉矶或海上的一条船一样方便精确的定位出天上星星的位置。
39 天文学家为什么需要这样一个坐标系统？他们不能只是把望远镜指向他们想看的地方，就像你使用你的双筒？有很多这个系统必须的原因。首先，很多专业望远镜有上吨重，很难以转动。第二，望远镜通常放在只允许看到一条天空的天文台里，天文学家通常看不到全天情况。第三，天文学家选用的目标星通常太暗了，肉眼没法看到。第四，如果在德国的一个天文学家想告诉在智利的同伙把望远镜只向他们感兴趣的一颗星，他不能只是说，把望远镜指向那儿。这没有任何意义。
41 天文学家不喜欢闪烁的星星。[/b]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。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
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。
47 能造多大的望远镜有着技术上的限制。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
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。（截止到2006年，最大的反射望远镜是欧洲北方天文台的GTC望远镜，口径米——空间天文网注）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。
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，分辨了一对只有角秒的双星——相当于一辆在月球上的汽车看上去的尺寸。
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。
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。
