一提到天文学家，人们的第一印象就是“看星星的人”。但现在，“看星星”这件事儿已经不再是随便找个伸手不见五指的夜晚，坐在望远镜后面对着天看一晚上这么简单了。不仅要讲究用什么样的望远镜，后面接的科学仪器是什么，就连在哪儿放望远镜都必须花上几年功夫去研究论证。
那么在天文学家眼里，什么样的台址是一个好台址，如何评价一个台址的好坏呢？在这篇小文中，我们聊一聊夜天文（夜天文指在晚上观测的天文研究）中光学—红外望远镜的选址。
夜晚的Mauna Kea（图源：凯克天文台，xintu.keckobservatory.org）
撰文 | 冯麓
编辑 | 韩越扬
说起夜天文光学—红外望远镜选址，不得不提最近天文圈的一件大事儿：30米望远镜台址之争。
从上世纪90年代到2010年，世界上先后兴建了13台10米级的大口径光学—红外望远镜，大大拓展了人们对于宇宙的了解和认识。与此同时，天文学家提出要在本世纪30年代前再建成3台无论是在性能还是造价方面都举世无双的、口径30米级的光学—红外望远镜。其中一台就是我们要说的30米望远镜（Thirty Meter Telescope）。
这台望远镜计划在夏威夷大岛的莫纳克亚山（Mauna Kea，Hawaii）顶兴建。但是一开工，就遭到了包括权游里面的马王、龙妈和一众当地土著的强烈反对。反对派发起了拦路甚至是游行来抗议，他们认为建设这台观天的大望远镜会使“圣山”蒙羞。当然神仙的事咱们凡人各有理解，但若因此更换台址，所有天文学家都坚决反对。于是，旷日持久的法律战拉开帷幕。
图1. “我们是莫纳克亚（We are Mauna Kea）”。马王杰森率演艺界的诸位明星加入反对TMT在莫纳克亚山顶建设的行动中。（图源：bbc.com）
为什么天文学家对于这个台址的选择如此坚决，它的好处又在哪里呢？这就是我们这篇文章要聊的，夜天文光学—红外望远镜的选址。
给望远镜选址就跟咱们平常看房一样。买房攻略里面通常会列出一二三四，每条照做就不怕挑不到好房子；望远镜既然是为天文学家观天所用，提供“地利”的台址就要能够帮助望远镜做到三条：1. 看得见，2. 看得深，3. 看得更清晰。
“看得见”是个0和1的问题
天文学家造望远镜跟咱们平时买单反相机不太一样，不是说手里有钱了就朝着最贵的那个去了。作为有科学修养并且理性消费的人群，科学家首先要做的是分析自己想要看什么，现在的望远镜能不能看到，不能看到的话应该造一个什么样的望远镜。所以正常情况下，科学目标先行，望远镜建成初期大概想看什么也就已经定了。而在台址这里能不能看见想要看的目标就成为首先要考察的内容。
对于夜天文的光学—红外望远镜，台址的两条属性决定了这个0和1问题的答案：1. 纬度，2. 云量。
纬度的问题源于太阳的位置。我们的太阳位于银河系较边缘的位置，不仅黄道面（ecliptic plane）与银道面（galactic plane）存在一个夹角，我们地球的自转轴与黄道面也存在一个夹角。从图2中可以看到指向北天极（North celestial pole）和指向北黄极（North Ecliptic Pole）的箭头并不平行。也就是说，我们在地球上是“歪”着看向银河系中心的。
这个朝向就使得南半球所对应的南天可以看到更多银河系内的天体，尤其是更多的恒星。而在北半球对应的北天，可以看到的银河系内的天体相比南天要少，但由于银河系造成的遮挡也相对更少，借助望远镜可以看到银河系外和银盘外的天体。
二战结束前，美国一直凭借在北美建设的望远镜占据着观测天文的领先位置。二战结束后，欧洲天文界决定复兴，便联合组建了欧洲南方天文台（ESO，European Southern Observatory）。ESO建台之初就瞅准了南天这片一直没人看的空白，抢得了先机，也奠定了ESO后来在观测天文领域领先的基础。
图2. 银道面、黄道面和地球自转轴之间的关系。（图源：starchild.gsfc.nasa.g
除了地理位置，另一个决定光学—红外望远镜是否看得见天体的因素就是云。我们一直在提“光学—红外”，天文学家定义的 “光学”波段，基本和咱们人眼所能感觉到的波段是一致的。至于“红外”波段，咱们在看各种影视节目里看到的红外热像仪、温度计、老式的电视无线遥控器都在这个波段，它是“热辐射”所体现的一个波段。这两个波段对于咱们来说最熟悉，认识也最为清楚。
太阳作为既有光学又有红外波段辐射的天体，在没云的时候，我们能看到它（光学），感受到它的热量（热红外）。而在有云的时候，天变暗了（影响光学），温度也下降了（影响热红外）。所以云的影响非常大，大到决定了能不能从地面看到来自遥远天体的光，也就是说，云量决定了能不能看到这些天体。
天文学家会根据天顶方向一定范围内是否持续数小时无云，来界定晚上是全晴夜（也叫测光夜）、良夜（光谱夜）还是有云夜[1]。对一个台址云量的评估，则是根据数年来从地面监测的结果进行统计平均一年当中测光夜、光谱夜占全年时间的百分比。这个百分比大致决定了一台坐落在这里的望远镜正常工作一年能实际观测的时间。
“看多深”是个综合能力问题
望远镜建得一个比一个大，主要原因就是望远镜还承担着收集光子的角色。口径越大，收集光子的“水盆”越大，集光能力就越强。这样即使非常暗弱的天体都可以被观测到。我们知道越远的天体越暗弱，所以能看到多暗弱、多深的天体，取决于望远镜以及望远镜台址的综合能力。咱们这里单讲台址对探测深度的影响。既然是探测，无外乎就是要从信号和噪声两方面进行考虑。
我们先从信号讲起。
从选址角度考虑，对信号有所影响的便是天体与望远镜之间的大气。由于大气中存在的灰尘、气溶胶对光线有散射和吸收作用，可见光波段的电磁信号在穿过大气的时候会发生衰减，这种现象被称作“大气消光”[2]。本来可以100%透明的大气会因为大气消光导致透明度降低。
由于人类活动会造成空气中存在大量散射光线的灰尘、污染物，所以台址是否远离人口密集区域是衡量选址优劣要考虑的条件之一。
在红外波段，吸收天体信号的则是大气中的水汽[3]。图3中显示的是从紫外到远红外波段大气透过率（透明度）的变化情况。我们可以看到，从近红外最左端（波长0.9微米左右）到远红外最右端（波长30微米），大气透过率存在非连续的变化。这些透过率比较高的部分，就被称作大气的红外窗口。尽管这些窗口的位置大致不会发生变化，但大气中水汽含量的多少却会影响水分子对红外波段光子的吸收强度，进而影响到达望远镜的光子数量。在干旱、高海拔、少植被的地区，大气中的水汽含量会比较少，所以一个优良的光学红外天文台址一般都会具备这样的条件。
图3. 从0.3微米的紫外到30微米的远红外，不同波段的大气透过率形状非常不同。在红外波段（1微
从背景噪声来看，也需要分为两部分考虑：一部分是可见光+近红外；另一部分是热红外，也就是中红外部分。
对于前者，背景噪声主要来自天空。看上去黑暗的天空，实际上并不“黑暗”，而是在发出暗淡的光。尽管咱们肉眼看不见，但相对来自宇宙深处的暗淡星光来说，天空的光亮（天光背景）不容忽视，甚至可能更亮。天光背景有大自然本身产生的，比如星系尘埃对太阳光散射造成的黄道光，来自银河系的天光背景，大气辉光等等，也有来自人类活动所产生的光被大气对流层散射而造成的光污染。
在热红外波段，背景噪声主要来自望远镜结构、圆顶的热辐射所带来的热噪声[4]。为使圆顶内气流稳定，望远镜结构的温度与室外温度通常保持一致。所以要想尽量降低热噪声，就需要外界环境的温度足够低。
所以总体看来，要想看得深，天空越暗，环境越干冷，离人烟越远，就越好。
“看得更清晰”要看大气同意不同意
关于前不久很火热的黑洞照片，大家问得最多的问题就是：为什么照片里的黑洞不清晰？清晰与否对于了解观察对象的特征特性有着重要的意义。
对于光学—红外望远镜，尤其是大口径望远镜的台址而言，大气条件很大程度上决定了光学至中红外波段可以达到的分辨率。对于远红外波段，由于波长长，理论分辨率就比较差，大气对长波的影响也较小，所以一般都可以达到理论极限。那么，大气是怎么影响这个波段上望远镜的分辨率的呢？[5]
光以电磁波的形式从天体发射出来。因为我们观测的天体距离遥远，来自天体的电磁波波阵面在地球大气层上方的一部分近似为平面。我们称这个平面为波前。波前上相位相同。如果望远镜放在太空，那么波前进入望远镜后，将得到一个单纯由望远镜口径决定的艾里斑。
但是，一旦存在大气，平面波前就会由于大气湍流产生畸变。地面上的望远镜接收成像后，将得到斑点图（Speckle Image，图4）。图中每一个斑点的大小均与艾里斑近似。天文观测因为经常要长时间曝光，得到的最终图像就是一幅幅短曝光斑点图叠加出来的一个巨大光斑。
这个巨大光斑的尺寸与曝光过程中大气湍流的情况直接相关，我们将这个尺寸定义为“视宁度”。如果不对湍流进行校正，通过大口径望远镜拍摄到的星斑都“硕大无比”。对于一个优良的台址，视宁度在500纳米波长处的全年中值为0.5-1个角秒左右。
图4. 艾里斑（左）和短时间曝光斑点图（右）
如果考虑望远镜理论分辨率，一台10米级望远镜在同样波长下理论分辨率应为0.01角秒左右，远优于实际分辨率，可见大气湍流在光学红外波段对望远镜分辨率的显著影响。虽然利用自适应光学系统进行校正，可以在一定程度上削减大气湍流的影响，但校正的效果非常依赖于大气湍流在不同高度上的强度分布。湍流分布越简单，校正效果越好，校正后图像的分辨率也就越接近望远镜的理论极限。
根据上面列出的这一条条台址要素，我们心里大概能描绘出一个优良光学—红外天文台址的样子——它的天空背景非常黑暗，万里无云，布满繁星；那里寒冷而又干旱，植被稀少，并且远离城市；它的海拔很高，在那里看到的星星不会眨眼。
下面我们挑选了三个在地理环境上非常有特点，也是国际上已建的最好的光学—红外台址，大家可以对照看一看是不是都具备上面几个特点。
活火山顶上的天文台
夏威夷，大岛，活火山莫纳克亚山顶海拔4200米处坐落着国际公认的北半球已建成的最好的光学—红外天文台址。国际上的8-10米级望远镜中，就有4台坐落于此。
类似火星表面红色的土壤上几乎找不到任何植被，夜晚的星空却璀璨异常。整座火山就像一个巨人矗立在海中。来自太平洋的反气旋在海拔2000米的半山腰生成了一个近似“空气墙”的逆温层，阻隔了低海拔空气、水汽以及尘埃向高海拔的运动，保证了山顶异常优良的视宁度和大气结构。出于同样的原因，台址上方的云量以高空卷云为主，所以总体云量相对通常的大陆型台址要好很多。
图5. 莫纳克亚的白天与夜晚。上图中的四台望远镜从左至右分别为日本的斯巴鲁望远镜，美国的两台凯克望远
不仅如此，从莫纳克亚山顶4000多米驱车返回海平面的山下仅需1个半小时。山顶只维持最低数量的工作人员轮班，更多的时候他们在山下总部工作。从夏威夷火奴鲁鲁坐飞机飞往大岛，连上候机时间也不到1个小时。这一切的一切，也就无怪乎莫纳克亚山顶（和下面要讨论的智利一起）成为天文学家最向往的光学—红外天文台址了。
“最长的山脉，最干的地方”有座天文台
智利的安第斯山脉是世界上离海岸线最近，距离却又最长的山脉。这座山脉就像一堵墙，将来自太平洋的气候与内陆的气候分割开来。而在这座山脉上的世界上最干旱的地方，阿克塔马沙漠旁不远处，就坐落着南半球已建成的最好的光学—红外天文台址——帕切翁（Cerro Pachon）。
帕切翁的海拔有2600米，虽然没有莫纳克亚高，但干旱的程度不相上下。独特的地形造成了这块地方全年全晴夜几乎可以达到90%。从图6的卫星照片中我们也能看出那墙一样褐色的安第斯山脉将两边的云阻挡在两侧，非常神奇。
图6. 从卫星上看安第斯山脉ALMA射电望远镜阵（阿克塔马沙漠）与VLT甚大望远镜阵（帕切翁）。
在欧洲南方天文台帕切翁台站，四台8.2米口径的光学—红外望远镜为诸多天文学家服务。两千多米的海拔几乎不会使人感受到高原反应。讲究的欧洲天文学家更是将建筑艺术带到了观测人员宿舍的设计当中。半地下式的宿舍，餐厅、图书馆、游泳池、卧室、办公室一应俱全，而且设计的极有格调，难怪连007《量子危机》都要在这里拍上一段。
图7. VLT观测人员宿舍（La Residiencia）。（图源：欧洲南方天文台）
“地球上最寒冷的地方”
南极，地球上温度最低的地方，却可能是最适合天文观测的台址之一。在南极最高点，海拔4100米的冰穹A不仅因为极夜可以连续24小时不断对目标进行观测，发现天体的时变规律，而且由于远离人类环境，天空背景和大气透明度都极为优秀[6]。目前测得的冰穹A的大气视宁度也非常好。同时由于温度非常低，大气中的水汽含量也就非常低。这些都使得望远镜在可见光波段以及红外波段具备看得深、看得清晰的必备条件。
来自中国科学院的科考队已经在这里竖起了我们国家的旗帜。期待在不久的未来，对该台址的持续监测可以帮助我们了解更多。
图8. 南极冰穹A站点。（图源：新南威尔士大学物理系Plato项目）
上面提到的三个台址仅是较为典型的、已经建站了的台址。对于内陆台址，由于其地形结构和气候因素更为复杂，需要具体情况具体分析，但仍有找到优秀台址的可能。随着天文学家不断努力，选址工作不断开展，一定会有越来越多优秀的光学—红外天文台址为人们所发现。
作者介绍
冯麓，一个学工的理学博士，2012毕业于中国科学院研究生院。现为中国科学院国家天文台副研究员。主要研究方向为自适应光学及钠激光导星激光器相关技术。非常有幸能够从读博期间到现在先后参与VLT、ELT、TMT自适应光学相关技术的研发，并在近两年参与到国内建设大口径光学/红外望远镜的前期筹划工作当中。
