歐洲南方天文台

1962年10月5日，德國、法國、比利時、荷蘭、瑞典五國在巴黎簽署了一份協議，決定共同在南半球建立天文台，並命名為歐洲南方天文台。後來陸續有丹麥、芬蘭、義大利、葡萄牙、瑞士、英國、西班牙、捷克共和國加入。歐洲南方天文台的選址工作始於1950年代中期，那時曾向非洲的卡洛沙漠派出考察隊。1960年代中期，歐洲南方天文台 考察了智利北部的阿塔卡瑪沙漠，最終選定這裡作為台址。1969年3月25日，歐洲南方天文台在阿塔卡瑪沙漠南部的拉西拉山正式剪綵。

歐洲南方天文台的總部位於德國慕尼黑北部的加興，是1980年西德政府贈送的。歐洲南方天文台的大部分觀測設備位於智利，主要有三個觀測地：

拉西拉天文台（LaSilla）

位於智利阿塔卡瑪沙漠南部的拉西拉山，首都聖地亞哥以北約600公里，海拔2400米，南緯29度15分，西經70度44分。主要設備有1989年落成的3.5米口徑新技術望遠鏡、1976年落成的3.6米口徑光學望遠鏡、1984年落成的德國馬克斯·普朗克研究所的2.2米口徑望遠鏡、1987年落成的瑞典15米口徑亞毫米波射電望遠鏡。

位於智利安托法加斯塔以南約130公里的塞羅·帕瑞納山，南緯24度38分，西經70度24分。距離海岸線約12公里，海拔2632米，用炸藥炸平了山頭，於1999年開始啟用。主要設備是4台8.2米口徑的甚大望遠鏡（VLT）以及若干台輔助望遠鏡組成的甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）、4米口徑的可見光和紅外巡天望遠鏡（VISTA）、2.5米口徑的VLT巡天望遠鏡（VST）。阿塔卡馬沙漠的自然環境與火星類似，這裡遍地都是紅沙並且缺少植被，堪稱世界上最乾燥的地區。作為“主人”的歐洲南方天文台自然成為世界上最先進的光學天文台。此外，帕瑞納的高海拔和極端的乾燥環境也造就了最完美的天文觀測條件。

（Llano de Chajnantor），海拔5104米，主要設備是12米口徑的APEX亞毫米波望遠鏡，以及多國合作建造的阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）。歐洲南方天文台的望遠鏡設立在智利北部安第斯山脈支脈帕拉那山，南緯23度02分，西經67度45分，是南半球甚至全世界觀測條件最佳的天文台之一。當地年平均可觀測天文現象的時間在300天至330天左右，十分乾燥的氣候能有效地減少大氣中的水汽對天文觀測的影響，而且潔凈空氣的穩定程度很高。

十九世紀末歐陸內戰與第一次、第二次世界大戰，天文學的研究幾乎中斷一段時間，直到二次大戰後歐洲南方天文台的建立、成長與茁壯。他們齊心協力建造了3.6米望遠鏡，象徵著歐洲天文科學力量的整合，恢復了舊有歷史的榮光。聯合國式歐洲南方天文台的建造

話說現代天文望遠鏡的建造，不但結構愈來愈精密，造價也愈來愈高昂。這不是二次戰後衰弱的歐洲國家單獨能負擔的。因此歐洲各國的政府便相互合作，結合彼此的財力、物力來從事經濟科學的發展。例如核物理研究中心（CERN），歐洲太空總署（ESA）及本文所討論的歐洲南方天文台。這在當時是一個創舉，因為從前的天文台都是各國自行其事，投資效益比非常低。 ESO這種集各家之長的科學研究單位，使設備、器材不致重複投資，並能集中人力、財力，例如專長於光學設計與製造的德國，機械設計的義大利與法國，都參與ESO各大望遠鏡的製造﹔因而促進了文化與人種的交流。這種「無國籍地球村」的參與感，彷彿就是未來人類相偕在太空探險的情景。

歐洲自從第一次世界大戰前，便停止了對新天文儀器的建造。因此歐南台的這第一具大望遠鏡計畫，對重振歐洲天文學界具有重大的意義。

在五十年代歐南台籌備期間的原始構想中，原本是希望建造類似美國立克天文台3米口徑反射望遠鏡──當年世界排名第二的「巨炮」，並以其低廉的造價與簡單的結構聞名於世。然而就在1961年歐南台台長海克曼（O. Heckmann）與研究員佛倫巴克（Fehrenbach）親自操作后發現下列缺點：

一、主焦觀測室（Prime focus observers-cage）太小，換裝底片或更換儀器非常不便。

二、保守的光學與機械設計理念，不能適應未來時代的需求。

立克天文台3米望遠鏡的光學系統，均采經典式的設計；如主焦焦比（口徑與焦距的比值）F/5，卡塞格林焦比F/15，庫德焦比F/35。這種保守的光學設計，雖然保證了良好的光學成像，但也使望遠鏡可觀測的星場縮小，而且望遠鏡鏡筒造得很長，相對地影響到望遠鏡的穩定性與赤道儀結構強度。這當然是受到當年該望遠鏡建造經費的限制、急迫時程及技術限制，不得不作的妥協。

所以歐南台的天文學家決定將望遠鏡口徑加大到3.6米，相對地也代表著負擔更多的建造經費。首先來談它的光學設計，以西德蔡司廠為班底的光學工程師們，設計出主焦F/3，卡焦F/8，庫焦F/30的R. C（Ritchey-Chretien）系統，這種新式的R. C光學系統，使望遠鏡的視野與光學成像品質兩方面都作了最佳的協調，讓天文學家可以獲取較明亮清晰的星像，更適合研究遙遠暗淡的星系。並且因焦距縮短，對望遠鏡鏡筒的結構強度（因鏡筒長度也縮短）與赤道儀追蹤星體的精度也有幫助。

其次這架望遠鏡的鏡片材質，是一種稱為「溶解石英」（molten quartz）的低膨脹係數玻璃，使望遠鏡的焦點不易受到溫度變化而影響。負責研磨鏡片的法國REOSC公司，除了歐南台3.6米鏡之外，也磨製了夏威夷的CFHT 3.6米鏡。兩鏡號稱七○年代大望遠鏡界的BENZ與BMW，代表著鏡片研磨精度之高。最後這架望遠鏡赤道儀的機械部分由位於瑞士的核物理研究中心（CERN）與歐洲太空研究組織ESRO（歐洲太空總署ESA的前身）負責設計製造。

歐南台3.6米望遠鏡赤道儀自1969年十月開工建造后，以迄1976年十一月七日望遠鏡正式啟用，歷經了長達七年時間，果然這架望遠鏡的表現，使歐南台成為南半球天文學的重鎮，立下天文學新發現的赫赫戰功。

望遠鏡的發展和醫用顯微鏡在某些方面非常類似。醫生藉由精密顯微鏡的觀察以研究標本。顯微鏡的放大與解析能力愈大愈強，對醫生特定的某些研究工作也就愈有利。同樣地，天文學家借著巨型天文望遠鏡觀察研究、取樣（拍攝光譜）恆星的演化與星系（Galaxy）的分佈及宇宙的膨脹。然而望遠鏡的集光力（看得更暗）與解像力（看得更清楚），在過去都認為只有建造口徑更大的望遠鏡才能得到改善，直到NTT的出現……。

所謂NTT是New Technology Telescope的縮寫。這是人類天文望遠鏡發展史上重要的里程碑，是歐洲人以全新的概念設計製造出的新一代天文儀器。自ESO 3.6米望遠鏡的啟用后，經過數年的操作經驗，歐南台天文學家意外地發現這具3.6米的性能表現，竟然不輸給美國帕洛瑪天文台的5米望遠鏡，這當然牽涉到天文台台址地點氣流穩定與否、望遠鏡製造的精密度等。原來大氣層擾動（atmosphere turbulence）的作祟，使得美國帕洛瑪天文台的5米望遠鏡不能發揮全力。

當然，繼續建造更大的望遠鏡，挑選空氣穩定的天文台台址是突破極限的方法，但所費不貲！美國人乾脆就想到一步登天到太空中放天文台，如哈勃太空望遠鏡。留在地球上的歐南台就想到對付大氣層擾動是不是可有法子呢？就是在這種順應大氣層，「懷柔」大氣層的理念下，NTT的各項設計中，以減少大氣層擾動影響為其優先考量。它的特點有：

（Environment Control System）NTT的建築物使用氣冷與水冷方法，使建築與望遠鏡的溫度保持在稍低於外界溫度的狀態下，避免熱對流的情況發生。此外，一體成型的建築與望遠鏡結合連動在一起，不論望遠鏡轉至那個方位，建築物的窗口也跟著轉動到那個方位，而阻隔氣流的簾幕與引導氣流的柵板也跟著轉動到那個方位，減少了過去氣流在望遠鏡建築物內自亂陣腳的問題（見圖三）。總而言之，NTT被設計成能融入自然環境的「隱形望遠鏡」。

（Active Optics System）與超高精度的主鏡鏡片

NTT的光學系統里主鏡（Primary mirror）與副鏡（Secondary mirror）都可以在影像分析器（Imageanalyzer）的指揮下，三者形成一封閉性的電腦控制迴路（Closed loop computer control），使星像永保清晰銳利。筆者在陪同歐南台天文學家在NTT觀測時，便親眼目睹這種性能。那是什麼樣的原因，使NTT擁有這麼強的功能呢？原來是NTT的主鏡鏡片，不像傳統式鏡片是固定死的。傳統式鏡片為了要維持研磨后的鏡面曲度，便非得要保持相當的厚度，以鞏固其鏡面的強度。NTT的鏡片卻是軟的，它的厚度只有24公分，是傳統鏡片的1/3厚﹔它的重量只有6噸，是傳統鏡片的1/2重。在主鏡鏡片下方有3個固定式支撐點與76個活動支撐點，隨時聽令於影像分析器所發布的指令支撐鏡片，無論望遠鏡指向那個角度，仍能永保鏡片反射面的完美曲線（見圖五）。此外鏡片本身研磨的精密度，也是造就NTT能獲得完美星像的原因之一。它鏡面的平滑度達到相當於1公里長度的表面起伏的誤差不超過2.5公分。這麼「漂亮」的平滑曲線，才能將所有進入望遠鏡的星光一網打盡，而不會有因鏡面不平整而產生所謂亂反射的情況發生。因此NTT鏡片經過測試的結果，有80%的星光能量可以被聚集在0.125秒角範圍之內。

（ALT/AZIMUTH Mounting）傳統式望遠鏡都架設在赤道儀上，由於赤道儀與地球自轉軸同軸，因此它可以依照地球自轉的速度與方向輕鬆地追著星星跑。但是赤道儀的體積很龐大，導致望遠鏡建築物也要變大，最後就是預算暴增，讓窮天文學家頭大！

如果換用地平方位的觀點看星星在天空的軌跡，它們是在天上以圓周曲線運動，水平與垂直的位置都隨著地球自轉而不斷改變。這時只要有一個機器能同時修正XY軸的角度，同樣也可以達到追蹤星體的性能，它就是電腦控制的經緯儀架台。經緯儀的優點是體積與造價都大幅降低，比較麻煩的是要設計出完美的電腦控制程式，輸入因不同仰角而產生不同的星星移動量資料。自從二十世紀八0年代以來建造的大望遠鏡，已經都採用既省錢又迷你的經緯儀架台。

此外NTT的經緯儀架台，採用摩擦式旋轉機械結構，因此避免了老式望遠鏡使用齒輪所產生的「齒隙差距」的缺點，它的指向精度誤差低於一秒角，天文學家可以很精確直接找到要觀測的星體，而不必「調來調去」。

（Nasmyth Focus System）ESO/NTT可以同時讓兩組天文學家觀測同一天體，或是說一個天體可以得到兩組資料。NTT借望遠鏡中央一面可快速轉動90°的平面鏡，將星光反射到望遠鏡左右兩側的終端設備。以前的老式望遠鏡一次只能用一套儀器觀測，如果遇到特殊的天體出現（如超新星），一下子要記錄它光度的變化，一下子要拍攝它的光譜，可把天文台里的技工忙壞了。更糟糕的是有的儀器，還需要花費時間細心調整才能使用呢！使用NTT的天文學家可就輕鬆了，A組天文學家使用A組終端，B組天文學家使用B組終端。要換組觀測時，只須按一下鈕，反射鏡一動，電腦與CCD就自動開始觀測記錄。

（Zerodur Ceramics Glass）在二十世紀初，當年的天文學家並不太了解，溫度變化對玻璃的熱脹冷縮效應，會影響焦點影像的清晰。等到望遠鏡愈造愈大，他們才發現選擇主鏡鏡片質材的重要性。到了1949年帕洛瑪天文台的5米鏡使用了一種名叫Pyrex的鏡材，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材便脹或縮3.1×10 -8公分。天文學家對它是不滿意但可接受。等到一九六○～七○年代建造的3～4米望遠鏡，普遍使用溶解石英，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材脹縮0.5×10 -8公分。到了八0年代ZERODUR零膨脹係數玻璃問世，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材只脹或縮0.1×10 -8公分。可別小看這種玻璃，舉凡軍艦、戰車、攻擊機上的雷射測距儀與光學瞄準器或是建築工地使用的水準儀，統統都用得上它。它使武器的第一擊命中率大增（因為減少了溫度變化造成的影像誤差），它使橋樑、建築的測量與設計更精確，當然太空船及衛星上的攝影鏡頭也少不了它。這零膨脹係數玻璃，就是基礎科學發展后（天文學及化學、物理學）服務國家社稷的明證。

（Satellite Link and User Friendly Control System）NTT最聰明的地方，就是讓天文學家不用從歐洲橫渡大西洋飛到智利觀測，直接在德國慕尼黑總部就可以遙控它。它的電腦系統還會主動協助天文學家進行觀測工作。

根據霹靂爆炸理論，宇宙混沌初始之際，轟然一響，所有物質飛快地向外擴散，在擴散的過程中形成各個星系，最「古早」的星系也就是距離我們最遙遠的星系。所以天文學家無不極力想要建造更大的望遠鏡，想看到那盤古開天時的究竟。隨著技術的演進，人類總有一天會有機會接觸到那宇宙的邊緣，而這正是歐南台甚大望遠鏡VLT（Very Large Telescope）的任務之一。

自從1983年九月歐南台派出VLT選址觀測隊，在智利北部安地斯山脈旁的巴拉那山（Cerro Paranal，高2664公尺），架設了氣象與天文儀器，開始了日以繼夜的資料收集工作。工作的項目有：

（一）晴天與晴夜數；

（二）大氣水氣含量﹔

（三）視寧度。

巴拉那山的晴天與晴夜數差不多，年平均可觀測日數在300天至330天左右，但在大氣水氣含量方面，巴拉那山明顯地較少，在冬天使用光電測光儀器的可觀測日數是82%。巴拉那山的乾燥程度甚至可與夏威夷冒納基亞山相比，大氣濕度10%的出現日數，達到37%。近年來因紅外線天文學的發展，特別注意觀測地點的水氣含量，因為水氣會吸收來自外太空的紅外線，而這些微弱的紅外線，正是誕生中的恆星所發出的。天文學家正試圖了解恆星的誕生與過程中所發生的種種現象。在視相度方面，巴拉那山平均0.66秒角，而且巴拉那山在整夜觀測中，出現0.5秒角的時間有16%。這些都說明了巴拉那山台址是世界上相當優秀的天文台地點。

（Active Optic System and Thin Mirror Blank）VLT鏡片直徑有8.2米，厚度只有17.5公分。如依照傳統口徑與厚度比1/6或1/8來設計，VLT鏡片至少要厚達1米以上才能維持不變的強度結構。但由於NTT採用主動光學系統，因此VLT將繼續延用，為此歐南台還試製了一塊直徑100公分，厚度1.8公分的測試鏡片。未來每具8米望遠鏡鏡片下將裝置200具電腦控制的活動支撐器（Actuators）。

（Combine Telescope）VLT計畫里最獨具匠心的概念，就是光學合成干涉儀的設計。VLT使用四具8.2米望遠鏡（為主）與三具1.8米望遠鏡（為輔），7顆「眼球」同時觀察一個天體目標。人眼的水晶體調整焦距，相當於VLT使用主動光學系統自動對焦。人眼視網膜接受訊號，相對於VLT使用波前影像偵測器（Wave Fornt Sensor）與電腦下指令給調適光學系統（Adaptive Optic System），協調各望遠鏡傳來的星光。人的神經傳入腦部中樞合成影像﹔VLT經由傳導光路，將星光導向合成望遠鏡合成為單一星像。

然而VLT遭遇的問題也很多，因為每具望遠鏡要操作它看同一目標的控制系統，必須要控制得很精確。另外每具望遠鏡各項零件的精密度，以及光學影像的品質也是嚴格要求。另外每具望遠鏡各項零件的精密度，以及光學影像的品質也是嚴格要求。

由於VLT將具備超高性能，天文學家們計畫用它來達成下列目標：

一、搜索太陽系旁鄰近恆星的行星﹔

二、研究星雲內恆星的誕生；

三、觀察活躍星系核內可能隱藏的黑洞及

四、探索宇宙的邊緣。

2006年，歐洲議會批准了一項議案，開始研製歐洲南方天文台的極大望遠鏡（Extremely Large Telescopes，E-ELT)。這台望遠鏡的選址將於2008年年底時確定，可能在南半球；預計將於2010年初動工，完全投入使用則要等到2017年；設計成本為8130萬美元，製造成本則高達11億美元；該望遠鏡的圖像解析度將達到哈勃望遠鏡的10至15倍。目前口徑最大的光學望遠鏡是座落在夏威夷的凱克望遠鏡(Keck)，口徑有10米，而計劃中的ELT口徑竟然達到了42米！集光面積是凱克的18倍。根據美國《大眾科學》介紹，該望遠鏡約有半個足球場那麼大，21層樓高，是有史以來最大的光學望遠鏡，將利用將近1000面鏡子尋找太陽系外行星———甚至可能破解時空的奧秘。

根據（ESO）官方介紹，42米口徑望遠鏡同Keck一樣採用鏡面拼接的方式，主鏡由906塊直徑為1.45米的六邊形鏡面拼成，光路上的第二塊鏡面——副鏡的直徑達到6米，第三塊直徑4.2米，用於將光線引入自適應光學系統。自適應光學系統主要由兩塊鏡面組成，前者直徑2.5米，由5000多個促動器支撐，鏡面形狀每秒鐘能夠改變1000次，後者直徑2.7米，用於進行成像前的最後一次改正。

智利帕瑞納天文台台長安德里亞·考夫博士表示：“有了ELT，你就能夠找到宇宙起源的地方，即第一顆恆星和第一個星系形成之處。ELT所提供的精確數據，將幫助我們更徹底地研究生命形成和進化的過程。”

歐洲11個國家將參與ELT的研製，最終建造地點還是個未知數。對於歐南台來說，自適應光學技術已經相當成熟，不是什麼難事。歐洲早先進行的OWL和Euro50這些“概念”研究也為建造ELT打下了堅實的基礎。

Catch a Star 摘星

自2002年開始，歐洲南方天文台每年舉行一個叫“Catch a Star 摘星”（“追逐星星”）的國際競賽。此項比賽是和歐洲協會天文教育（ European Association for Astronomy Education (EAAE) ）舉辦的。

該比賽是專為在校學生組織的一次全球範圍的比賽，主要以文字或藝術作品的形式來表現天文主題。世界各地的學生都歡迎就他們喜歡的天文話題寫文或者作畫，然後分年齡段以投票的方式評選出優勝者。研究活動包括“追逐星星研究者”、“追逐星星探險家”、“追逐星星藝術家”三項內容。

國家天文台與歐洲南方天文台聯合培養博士生項目　為加強我國天文學博士研究生培養質量，促進與歐洲南方天文台(ESO)的合作與交流，2006年起國家天文台與歐洲南方天文台聯合培養博士生項目正式啟動。

經選拔確定的在讀博士研究生到歐洲南方天文台學習期限為兩年，國外生活費由歐洲南方天文台提供，國際旅費由研究生所在單位承擔。兩年學習期滿后回國進行論文答辯。學位論文答辯時，外方導師來華參加其指導學生論文答辯，國際旅費由外方負責，在華期間費用由中方導師負責。

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 --- ）

比利時、德國、法國、荷蘭、瑞典（1962年）

丹麥（1967年）

瑞士（1981年）

義大利（1982年5月24日）

葡萄牙（2000年6月27日）

英國（2002年7月8日）

芬蘭（2004年7月1日）

西班牙（2006年7月1日）

捷克（2007年1月1日）

歐南台VLT計劃中最重要的合成望遠鏡就有中國人的協助與參與。前上海天文台副台長朱能鴻先生應歐南台的邀請，來到德國慕尼黑總部改良原有合成望遠鏡的設計。另一位優秀的光學工程師是崔向群女士，她在歐南台工作已達八年之久，負責主動光學系統與鏡片的組合設計。此外，國際知名的天文學家陳建生先生與方勵之先生也都是歐南台的常客。這批中國天文學家，不單單對天文現象觀察有精闢的見解，更重要的是他們具備有豐富的其他相關的知識，可以幫助觀測小組就近改裝及使用儀器。

值得一提的，除歐南台外，在德國慕尼黑地區，馬普科學研究院及慕尼黑工技大學內，也有不少中國天文學研究員及學生，為天文學默默工作著！