欧洲南方天文台拍摄美丽“室女座之眼”星系

伤我心太深

VLT拍摄的室女座之眼

“室女座之眼”位于室女座，离我们约5000万光年，两个星系之间距离约10万光年。它们的昵称来自这对星系的核心——当我们通过中等望远镜看去，它们看上去就像黑暗中的一对眼睛。

虽然这对星系的核心相似，它们的外围明显不同。位于右下的NGC 4435，看来比较致密，缺少气体和尘埃；而位于左上的大星系NGC 4438，在核心前横着一条尘埃带，左边还有年轻恒星群，气体更是延伸到图像的左右边缘。

NGC 4438与另一个星系的强烈相互作用使其外围剥离：冲突扭曲了星系的外形。当30~40亿年后银河系与仙女座大星系相遇时，会发生类似的过程。

室女座之眼整体图像

NGC 4435就是罪魁祸首。有的天文学家相信，这些破坏是大约一亿年前，它与NGC 4438以1.6万光年近距离擦过造成的。但是随着大星系的外形被破坏，较小的NGC 4435会受到更大的影响。潮汐力既然能把NGC 4438的内容物扯出来，也能剥离NGC 4435的大部分气体、尘埃，减少星系的总质量。

另一种可能是更远的巨椭圆星系M 86（未在图中显示）的强大引力，造成了NGC 4438的形状改变。最新的观测显示，这两个大星系之间存在电离氢的纤维桥，意味着它们在过去发生过冲突。

巨椭圆星系M 86和NGC 4438、4435都属于室女座星系团，这是一个富含星系的集团。在这种环境中，星系相撞是非常常见的，因此NGC 4438很可能与这两者都遭遇过。

本图是“ESO宇宙珍宝节目”（ESO Cosmic Gems programme）的首个图像，这是ESO为公共教育和宣传而设立的新项目，主要在天空状况不适合进行科学观测的时候，就让仪器拍摄那些有趣的、有魅力的天体。这些数据同样可以用于专业天文学家的科学研究。

　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：

精密的环境控制系统

　　（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」。

特殊的主动光学系统

　　（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。

轻巧的经纬仪架台

　　（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」。

水平式双轴光学终端系统

　　（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。

零膨胀系数微晶玻璃

　　（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。

卫星连线与人性化的控制系统

　　（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。