挑戰視寧度

愛里斑：即使在沒有像差的理想情況下，由于光的衍射現象的存在，物上一點所成的像也是一個彌散光斑，此地稱為愛里斑。愛里斑的大小與光的波長和通光口徑有關。

在一些拍攝圖片中，往往能看到大氣的色散、畸變、吸收、紅化以及折射效應。溫度不同的空氣層，完整的落日畸變成了水平的屋脊狀。大氣的色散效應使得落日的頂部浮現出綠色的邊緣。在天文觀測中，大氣色散會使一個天體藍色或綠色的像略高于它黃色或紅色的像。因為地平線方向更為強烈的大氣折射，太陽已被扭曲成了橢圓形，而且在地平線方向，濃厚的大氣會吸收、紅化更多的光。

美國航空航天局(NASA)花了21億美元來擺脫糟糕的大氣視寧度，所以他們把哈勃太空望遠鏡送上了太空。但是，沒有多少錢的天文愛好者也沒有必要為無法改善模糊、閃爍的影像而灰心。通過學習大氣湍流的性質以及一些小技巧，你就可以避開它給你帶來的最壞影響。

從大氣的底部用高倍率目鏡觀看恒星，那恒星就會變成一個活物。它會跳躍、顫動、連續地波動或者膨脹成一個模糊的絨球。不管你的望遠鏡口徑有多大，光學性能有多完美，很少有晚上望遠鏡的分辨率能小于1”。更普遍的，在一般的觀測地通常是2“～3”的視寧度，或者更差。

其中的原因并不難懂。通常定義一架“好”的望遠鏡為所有的光到達焦點的誤差在1／4波長之內。但是在穿過鏡筒1．8米的空氣柱之后，與真空情況相比，光波延遲了800個波長。很顯然，空氣也是重要的光學器件，而且也會對光的每一部分造成影響。如果鏡筒中某一部分空氣的折射率有細微的變化，那么1／4波長的精度就會蕩然無存。事實上，溫度0．1。c的偏差就足以引發這種變化。再加上光線抵達望遠鏡前穿過的厚厚的大氣層，這足以使我們幻想，我們在沒有大氣的情況下能看到些什么樣的細節呢?

空氣彎曲光的能力，也就是折射率，取決于它的密度，更直接地說是溫度。當溫度不同的空氣團相遇時，它們之間的邊界層會瓦解成漩渦或者渦流，其對光線的作用就像是薄透鏡。在火焰的上方或者是被太陽烤熱的公路上，你也能看到類似的情況；熱氣流會使本就糟糕的視寧度更加突出。在擁有各種天氣現象的大氣層中到處充滿了微小的溫度變化，當用望遠鏡觀測時，也放大了這些天氣的效應。

然而，令人驚訝的是，大多數的問題都出在靠近望遠鏡的地方，這樣你就可以控制、減輕甚至消除它對你的影響。

冷與熱

在離物鏡2．5厘米處往往是視寧度最差的地方。如果物鏡的溫度與空氣的溫度不同，它就會使自己裹上一層或冷或熱不規則流動的空氣包層。對于望遠鏡的其他部分也會如此。因此，你得花時間讓望遠鏡與周圍環境的溫度保持平衡。天文愛好者很快就發現，在把望遠鏡搬到戶外半小時后，星像就會變得尖銳。對于較大型的設備則需要更長的冷卻時間，這意味著你得早些把它安裝架設好。 通常望遠鏡的溫度會偏高，尤其是當它被存放在室內以防在天氣變化時出現的毀滅性濕氣凝結，但有時卻恰恰相反。當望遠鏡開始結露或霜時，你就該知道望遠鏡通過輻射冷卻，溫度要比空氣來得低。在這種情況下稍稍加熱可以防止望遠鏡結露，而且還可使望遠鏡的溫度升高到空氣的溫度——因此能提高望遠鏡的分辨力。

望遠鏡中冷熱空氣的管流是分辨率的真正殺手。管流在反射式望遠鏡中尤為嚴重，但是近筒的施密特一卡塞格林以及折射式望遠鏡也有類似的問題。現在的天文愛好者傾向于認為底部開放的鏡管應該盡可能通風。在反射鏡底部懸吊一個風扇來加速冷卻并且吹散有關的空氣。

檢驗是否有管流的方法很簡單。將一顆亮星的像調離焦點，使它形成一個大而均勻的亮盤。如果有管流存在，則在亮盤上會出現或亮或暗的細條紋，而且它們會慢慢地彎曲盤繞。

望遠鏡附近

在望遠鏡前幾米處也存在視寧度的問題。顯然，你應該確保你呼吸以及身體所發出的熱量不會經過光路。這也就是為什么要為開放式鏡筒罩一層布的原因。

望遠鏡所處的環境應該是低熱容的，只有這樣它們才不會儲存白天的熱量。所以草地或者灌木叢是比人行道更好的選擇，而且樹木越平整越好。被曬熱的建筑物對視寧度來說是災難性的，尤其是你會發現你就像是通過煙囪在觀測。

如果你要建造一個天文臺，請使用較薄的建材，例如三合板或者鐵皮，這樣可以快速地冷卻，但不要使用石料。然后把它漆成白色或者淺色來反射太陽的熱量，而且要注意通風。地板上要鋪上一塊厚地毯。一個能敞開整個房間的卷動屋頂可以更快地冷卻，而且比只有一個狹長觀測窗的天文圓頂有更好的視寧度。如果你堅持要造一個圓頂，那你就要在墻上裝一個大風扇將空氣吹向望遠鏡，就像專業天文臺做的那樣。把天文臺建在容易被曬熱的屋頂上是不明智的，除非你想自己因為糟糕的工作而被解雇。或者至少你應該把它建在上風口。

靠近地面的地方視寧度通常很差，因此要是你能建造一個能升降的觀測平臺將會取得非常好的效果。如果你能升高幾米，望遠鏡就能展現出恒星或者行星更尖銳的影像。

高空的視寧度

現在我們來到問題不可回避的核心。對于數千米高的大氣你幾乎無能為力，但是你可以預測它在何時何地會變得最平靜。

望遠鏡使用者能識別出兩種視寧度：“慢”視寧度和“快”視寧度。“慢”視寧度會使得恒星和行星跳動或者搖晃；“快”視寧度則會使它們變成模糊球但卻幾乎不運動。你可以在“慢”視寧度的情況下看到尖銳的細節，因為我們的眼睛很善于捕捉運動的目標。但是“快”視寧度則超出了我們眼睛的響應時間。

在愛好者中流傳著一條經驗，用肉眼通過計算閃爍恒星的數目可以判斷視寧度，通常這是有效的。讓恒星閃爍的湍流一般都很靠近地面，但是這一方法對于高空的“快”視寧度卻無能為力。如果恒星閃爍的速度高于人眼的時間分辨率(大于0．1秒)，它就會看上去很穩定，但在望遠鏡中它仍是一個模糊的絨球。

天文學家通常所說的“視寧度胞”就是天空中尺度從幾毫米到幾米的空氣渦流。當空氣團彼此經過時就會產生這些渦流——在水平方向的風中，或是在垂直方向的對流里。有時，當我們觀測一個延展的天體，例如月亮或者行星，你會看見幾千米高的水平“剪切湍流”層。當你調焦至無窮遠稍外一點(目鏡離物鏡更遠)時，這些波動就會變得明顯。這預示著一個反變層，其中暖空氣正從下方的冷空氣上流過，但是冷暖空氣的溫差卻可能非常小。

大片的或者緩慢移動的渦流可以形成“慢”視寧度，但是它們不會永遠保持原樣。無論它們誕生時的尺寸有多大，它們會變得越來越小。當它們小到毫米尺度的時候，最終會因為流體間的摩擦而耗散掉能量。

尋找穩定的大氣

視寧度取決于天氣，但是并沒有一條簡單的規律可以適用于任何地方。當天氣變化、多云、刮風以及反常寒冷天氣的前后視寧度都會變差。任何會帶來剪切氣流的天氣都是壞消息。一些觀測者認為，當高氣壓控制某一地區數天就會出現較好的視寧度。繪制一張當地的視寧度天氣圖，你會發現規律，它將成為你觀測的得力助手。

季節特征通常更易于預報。當高緯度地區高空有氣流經過時，美國北部和加拿大南部的視寧度往往表現一般。最好的視寧度出現在無風濕熱的夏夜，此時空氣中充滿著水分，天空看起來呈白霧狀。一些天文學家認為工業廢氣也能使空氣穩定下來，就像夏天的濕氣——更準確地講，它伴隨著寧靜空氣出現，而后者會帶來良好的視寧度。

時間也扮演著重要的角色，但是同樣沒有一條普遍適用的原理。日落之后的視寧度通常非常好，因此你應該在黃昏時就開始行星觀測。黃昏之后視寧度開始惡化。一些觀測者發現，午夜之后視寧度又會有所改善；但是另一些觀測者的看法正好相反。其實這取決于你所處的地形，夜晚冷空氣會涌入山谷使那里的視寧度變差，而黎明之后又會出現另一個良好視寧度時期。

對于太陽觀測(務必使用專業濾鏡)，最佳時機是早晨太陽把地面曬熱之前。全天視寧度最差的時候出現在下午。

地理因素也至關重要。天文臺選址委員會在全世界范圍內尋找有平緩片流的地方。地球上最好的地方是面向信風吹來方向的山頂，此時信風穿越了數千千米平坦而寒冷的海洋。你不會想要山峰的下風口，因為當氣流經過山峰之后就會瓦解成湍流。同樣，你也不會要地形變化的下風口，那里會不均勻地吸收太陽的熱量。廣闊的平原或者逐漸抬升的山脈也會帶來和海洋相似的片流，這樣你就可以通過風向來預報視寧度了。

視寧度的等級

通常愛好者在自己的觀測日志中主觀地從1～10對視寧度進行評定，其中l最差，10最好。每個人對這些數字可能都有自己的定義。為了統一起見，這兒給出了哈佛大學天文臺威廉·皮克林早年所提出來的標準。皮克林使用12．5厘米的折射望遠鏡進行觀測。對于更大或者更小的望遠鏡，他所描述的衍射圓面和衍射環的大小必須進行修正。

1．星像直徑通常是第3衍射環的2倍(如果第3衍射環能被看見的話)，直徑為13\"。

2．星像直徑偶爾會達到第3衍射環的2倍(直徑為13”)。

3．星像直徑與第3衍射環的直徑(6．7”)相當，且中心明亮。

4．中央的愛里衍射斑通常可見；有時亮星會出現衍射弧。

5．愛里斑一直可見；亮星經常出現衍射弧。

6．愛里斑一直可見；短衍射弧通常可見。

7．愛里斑有時很明顯；衍射弧長而且能形成完整的圓形。

8．愛里斑一直很明顯；衍射弧長而且能形成完整的圓形，但總是在變化。

9．內衍射環保持靜止；外衍射環有時保持靜止。

10．整個衍射環都保持靜止。

以上1～3為差，4～5為中，6～7為良，8—10為優。

來自大氣某目標物發現的光線，在向觀察者傳播途中發生曲折的現象稱地球折射。當大氣中溫度的垂直分布出現異常時，就會引起空氣密度垂直變化異常，因而產生異常折射。如果下層空氣比上層空氣冷，也就是出現了強烈的溫度逆增時，光線在這種氣溫隨高度升高因而使空氣密度隨高度銳減的氣層中傳播，會向下曲折；而光線在氣溫隨高度而降低的氣層內傳播，會向上曲折。實際大氣溫度的垂直分布復雜多變，因而會產生豐富多彩的大氣光象。