2009年3月9日

古今天文觀測大躍進

作者/王祥宇(任職中央研究院、天文與天文物理研究所籌備處)

影像技術的發展大幅提升了天文研究的極限。時至今日,越來越多的天文需求驅動著光電研究的進步,提供下一世代的望遠鏡更靈敏與更銳利的影像。

4300公尺的夏威夷毛納基峰山頂,是北半球最佳的天文觀測站,這裡聚集了四座8 公尺以上及三座4 公尺級的可見光望遠鏡。每天晚上,望遠鏡操作員使用自動控制系統,把握每一秒晴朗黑夜,收集從宇宙傳來的訊息。在這其中,歷史悠久的加法夏望遠鏡(CFHT, Canada-France-Hawaii Telescope),搭配著世界上最大的可見光相機MegaCam,正進行大規模的巡天觀測。

這些觀測依照事先排定的順序進行,觀測資料由自動影像處理程式初步校正,再由天文學家進行分析。這讓世界各地的天文學家不須到夏威夷,就可以得到需要的觀測影像來進行研究。相較於30 年前當加法夏望遠鏡剛落成時,天文學家得待在離地面10公尺高的望遠鏡主焦點上,在零度以下漫長黑夜裡,用肉眼協助望遠鏡追蹤星體,以感光片進行天文觀測,如此巨大的改變,歸功於光電科技的導入,尤其是偵測器技術。短短30年間,光電技術的進步改變了天文觀測的模式,大幅提升天文觀測的極限。

早期的天文觀測

如何記錄天文觀測影像,是早期天文學發展的一大課題。天文學家往往需要仔細地以文字敘述,或是有良好的素描能力,才能記錄及表達觀測結果。這使得不同觀測者間的比較或整合需要相當的工夫。當十九世紀照相技術成熟後,就立刻被應用在天文觀測上,以解決此問題。

使用感光片的另一重要優點,是可長時間曝光,藉由訊號的累積,微弱訊號可被記錄下來,大幅提升到肉眼無法達到的極限。且大面積底片製作容易,使廣角觀測能在短時間內完成,包括完整的全天星圖。然而底片的解析度有限,而且為取得良好影像,長時間曝光時,天文學家須以肉眼協助望遠鏡的追蹤。底片本身也受限於較低的感光效率,以及較差的線性度,這使得準確的光度測量困難重重。如要定量地比較不同觀測結果,往往需要很多額外的工夫。這個問題直到愛因斯坦發現光電效應後才得以解決。

光電倍增管(photomul t iplertube)是第一個可以定量測量光度的元件。以能將可見光轉換成光電子(即光電效應)的材料當作陰極,加上高電壓的多重陽極,可將微弱光線放大,產生穩定訊號。使用不同陰極材料,光電倍增管就可偵測不同波長的電磁波。只要提供穩定的高壓,光電倍增管就可以穩定測量光度。但這種方式一次只能產生一個訊號,無法產生二維影像,而且提供的光度範圍有限,觀測效率不佳。雖然二維影像可利用相似的原理,搭配如電視陰極射線管的掃描系統產生,但這種光導攝像管(vidicon)裝置體積龐大、穩定度差,於天文上應用有限,因此儘管有新技術出現,感光片仍被廣泛使用。

電荷耦合元件的發展

真正能提供準確測光與二維影像的方法,在固態電子發明後才獲得解決。半導體的應用,從1947年第一個電晶體發明之後迅速發展。1959年金屬氧化物半導體(metal-oxide-semiconductor, MOS ,圖三)結構的發明,更是完全改變了傳統的電路系統,奠定積體電路的基礎。利用這個結構,貝爾實驗室的William Boyle 與 GeorgeSmith,在1970年首次發表電荷耦合元件(charge coupleddevice, CCD)的概念,並於同一年成功製作出第一個CCD 晶片。【更進一步的內容,請參閱第470期科學月刊】

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