有一種天文入門書上常可見到的說法並沒被我提到, 那就是,
我們用肉眼看行星的話, 通常行星較不會閃爍. 也因此, 這很多入門書上都寫著, 要辨識一顆星到底是行星還是恆星, 就看它會不會閃. 這是件很有趣的事,
不論是恆星還是行星的光, 都會經過我們擾動不已的大氣, 何以恆星看起來會閃, 而行星不會? 要了解這件事, 我們得看看星光在通過大氣時到底發生了什麼.
星光在進入我們的大氣前, 應該是很完美的平行光束, 這是因為恆星都距離我們太遙遠了. 從波動的角度看, 平行光束就相當於平面波, 波前(wave
front)構成一個完美的平面. 如果是這樣的平面波進入我們的望遠鏡, 它可以被完美地聚焦, 成像的品質由望遠鏡本身的繞射極限決定. 譬如,
哈柏太空望遠鏡在大氣層外所看到的星光, 就是這麼一回事.
但有了大氣後, 故事便完全不同. 因為大氣中無時無刻不存在的亂流, 大氣中每一個地方的密度會略有不同, 密度高的地方折射率高, 反之密度低的地方折射率較低.
我們知道光在折射率高的地方行進較慢, 因此, 當平面波進入這折射率高低不均的大氣後, 進入低折射率區域的光跑的較快, 其波前會領先進入高折射率區域的光.
最後的結果便是, 波前的形狀被破壞, 不再是平面了. 各位可以稍稍用一下想像力, 進入大氣前的星光的波前就好比一張全新的紙, 是平的. 而進入大氣後的波前形狀,
就像被揉過再攤平的紙一樣, 高低不平. 我們都知道, 波行進的方向是垂直於波前的, 因此, 這個被破壞的波前, 好像是由各種前進方向稍稍不同的波所構成,
對望遠鏡來說, 這樣的星光看起來便不再像是來自同一個方向, 而是來自許多不同的方向, 其所產生的影像便不再是單一的星點, 而是許多的小點.
如果我們仔細去看這張被揉過的紙, 用放大鏡來看其中一個很小的區域, 我們會發現, 原本看來整張凹凸不平的紙, 在一個小範圍內, 其實還是平的.
這個範圍取決於你揉這張紙的程度, 如果你只是輕輕揉一下就攤開它, 你會發現有很多面積很大的區域其實仍是平的. 但相反的, 如果你對這張紙恨之入骨,
死命揉它之後再攤開, 你會發現你要用放大鏡看, 才能看出一小塊平坦, 沒被破壞的紙面. 星光其實也是這麼回事, 如果大氣中的氣流夠穩定,
星光的波前只受到少量的破壞, 在很大的範圍內, 波前可以被看做是平的. 反之, 若大氣中的亂流很強, 波前就會像被死命揉過的紙一樣,
只有在很小的範圍內會看起來是平的. 這件事很重要, 我們稱這個波前大致仍是平面的範圍大小為 "相關距離 (corelation distance)", 意思是,
在此距離以內的波前位置是彼此相關的, 可以被當成相等的, 而一出了這範圍, 波前位置便彼此無關, 可能相差很大. 相關距離的大小可以當做衡量視相好壞的指標,
相關距離越大, 表示波前遭的的破壞越輕微, 視相越好. 地面上的望遠鏡所觀測到的典型相關距離約在10到15cm左右, 視相最好的地點 (夏威夷的Mauna
Kea, 及智利安地斯山脈上的一些山頭), 相關距離可以大到30cm.
讓我們再仔細想想這件事, 在相關距離以內的波前可以被當做是平面波, 意思也就是, 如果我們只取相關範圍內的波前來成像, 產生的影像就像是由平面波所產生.
這是為什麼我在 "視相 I" 一文中提到, 若我們用小口徑 (小於相關距離的口徑) 望遠鏡看一顆星, 我們還是會看到完美的星像: 繞射圓盤加上繞射環. 只是,
這個平面波的波前方向會略不同於原方向, 且因大氣密度的快速波動, 波前的方向隨時在變. 因此我們固然會看到完美的繞射影像, 這個影像卻會在原地晃來晃去.
這種視覺經驗, 相信曾做過高倍目視導星的業餘天文攝影者都會有. 然而, 若我們用的望遠鏡口徑大於當時大氣的相關範圍, 這表示進入望遠鏡的光,
可視為由一組以上的不同的平面波組成, 因為望遠鏡收集到來自好幾個不同的相關範圍的的平面波. 而每一組平面波, 各自形成繞射極限影像. 這時我們在望遠鏡中看到的,
便是許多個星點以極高的速度晃來晃去. 而通常, 這不易用肉眼看出來, 只能借助攝影機來觀察此現像, 用肉眼直接看的話, 大概只能看到一團糊糊的星像.
看行星不會閃而恆星會閃的道理, 與前述大小口徑望遠鏡看到的星像的差別是差不多的. 用肉眼看恆星, 就好比透過小望遠鏡, 看到的是來自單一相關距離內的平面波,
星像會晃來晃去; 而看行星, 就像是用大望遠鏡, 看到的是來自許多不同的相關範圍的星像, 星像看起來不太會晃. 怎麼會這樣?
我們可以來做個簡單的計算. 以木星為例, 其視直徑約在40角秒, 也就是0.0002角弧左右. 大氣中的亂流約發生在地面到十幾公里左右的高度.
以十公里來說好了, 我們的肉眼所看到這0.0002角弧的星光, 在通過十公里的高空時, 約橫跨了10000m*0.0002=2m的截面. 換句話說,
我們所看到的木星星光, 約是來自400個相關範圍的光的總合 (假設相關範圍是10cm). 這告訴我們, 即使偶爾有幾個相關範圍內的平面波,
因大氣擾動而偏折偏離了我們的視線, 我們看到木星的瞬間亮度變化也不過是四百分之幾而已, 這是察覺不出來的. 相反的, 恆星的視直徑幾乎是零
(因為它們都太遠了), 進入我們眼中的星光在通過十公里高空時其實跨越的截面遠小於一個相關距離, 我們所看到的恆星光芒只來自於一個相關範圍.
一但這個相關範圍內的平面波方向稍稍偏離我們的視線, 或是其它相關範圍內的平面波不巧進入我們的視線, 我們很容易可以察覺星光亮度的變化, 這就是星光閃爍,
以及童謠 "一閃一閃亮晶晶" 的由來.
這裡有一個電影(4.7MB mpg), 拍的是實驗室中用雷射製造出的假星像, 用以模擬其遭大氣擾動破壞後, 在大望遠鏡中看到的影像.
各位可以看到就如我前面所說的, 影像由許多個不停跳動的小點所構成, 每一個小點都近於完美的繞射影像, 小點的大小反映的是望遠鏡的理論解析力.
而每個小點來回跳動的範圍遠大於小點本身的大小, 這個跳動的範圍才決定最終影像的解析力, 與望遠鏡的理論解析力無關. 因此,
大望遠鏡的解析力總是會受到大氣擾動的限制, 要達到其理論解析力並不容易. 大望遠鏡要達到其理論解析力的方法之一是, 利用所謂的 "可調適光學系(adaptive
optics, 簡稱AO)", 該電影的後半段便是把AO開啟後所看到的星像, 各位可以看出, 那些跳動的小點基本上消失了, 且星光集中在中央的繞射圓盤上.
目前, 已有越來越多的大型地面望遠鏡開始搭載AO, 透過AO, 地面望遠鏡已能拍出比哈柏太空望遠鏡更清析的影像, |
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