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作者:中国科学院国家天文台 刘博洋,出品方:科普中国;本社转发时略有改动。 第一部分 大新闻懒人包 1、到底发现了啥? 简单说,一次引力波事件。 而且是跟以前所有几次引力波事件都不同的一次。 以前几次,都是双黑洞并合。并合完,还是黑的,啥也看不着。 这次是双中子星并合,并合完,火光冲天,宇宙里的文明都看到了。 2、为啥天文学家这么兴奋? 同上,因为俩中子星并合完不是黑的,能看到。 所以所有听说了这事儿的人,只要有自己的望远镜,都拼了老命想要去看一下。 而且,基本上大家都看到了。 据不完全统计,全球一共有70架以上的各种天文望远镜参加了观测,这些观测覆盖了整个电磁波段:光学、红外、紫外、高能、射电。 本文开篇的视频,展示了全球各地光学望远镜跟进观测的情况。(可以翻回去再看一遍) 南美、夏威夷、澳洲、南非、西班牙……全球所有顶级天文台都像疯了一样。 从东向西,随着黑夜降临在一个个大陆,各个天文台一波波的开工,接力完成了对这个事件的跟进观测。 注意南极也有一个小光点!是什么看下文 5。 3、这事对天文学有啥意义? 最大的意义是:引力波和传统天文学终于成功的并肩作战。 从今以后,“引力波”领域,终于毫无疑问的成为天文科学的一员。 在此之前,射电天文学的加入,让光学和射电成为天文学的两架马车;空间望远镜的加入,让电磁波的全波段天文时代降临;宇宙线和中微子的加入,又让我们看到了“多信使天文学”时代的曙光。 (本次事件的X射线图像) 然后,我们看到了引力波。 如今,我们用引力波和电磁波一起看到了一场宏大宇宙烟火的前后全貌。 一个新的时代——多信使天文学全面开张的时代——来了! 4、这事对普通人有啥意义? 愚蠢的人类终于知道了黄金怎么来的。 (如果你还不知道,往下看) 5、中国这回掺和没? 掺和了。掺和了不少。 紫金山天文台的南极巡天望远镜,参与了光学波段的后续观测。 (摄影:李正阳) 中科院高能物理研究所的“慧眼”X射线望远镜(HXMT),参与了X射线波段的后续观测。 清华大学等单位的研究人员,通过和LIGO组织合作,参与了引力波信号分析。 但对这次来说,主要是前两条。 第二部分 稍微细一点 1、这次的引力波长啥样? 引力波长啥样,听听就知道了。以下视频的背景音是在双中子星即将发生并合前,由于相互绕转频率不断提高而发出的所谓“鸟鸣”(Chirp)。 https://www.youtube.com/watch?v=vTeAFAGpfso (国内用户需科学上网) 如果你还记得去年刚发现引力波时候的那个chirp,你会发现体验完全不一样——那次的只有不到1秒,而这次在音频中出现的就有将近1分钟——实际上,这次LIGO一共探测到了大约100秒! 2、为啥这次探测到这么长的“鸟鸣”? 一方面因为中子星并合本来就需要比较久的旋进阶段,另一方面就是,因为近啊! 人们很早就怀疑短伽马暴起源于双中子星并合,此前的短伽马暴通过查找宿主星系的办法,也有一些能得到距离的,但通常都极远,往往在几十亿光年开外,而这次,只有1.3亿光年!是最近的一次短伽马暴! 因为特别近,信号就比较强,前面比较弱的部分就能看到比较多,也就探测到了超长的旋进阶段。 3、这次怎么找到引力波源位置的? 去年只有LIGO两个站的时候,我们只能大体把引力波源定位在天空中一个大圈上,而今年随着欧洲Virgo引力波探测器的加入,引力波源定位的精确度大大提高! 如下图所示,本次引力波事件,GW170817,被定位在了大约31平方度的非常小的天区内!(下图黄色区域) 在LIGO&Virgo探测到引力波之后的短短不到两秒,费米卫星也独立探测到了双中子星并合产生的伽马暴。 引力波探测器给出的定位结果(绿色),和费米卫星给出的定位(蓝色),非常吻合: 但是其实,31个平方度说小也不小。 下图是后来发现了引力波源的星系 NGC 4993 周围 3 平方度的天区,蓝色椭圆标记出了这里面所有已知的星系。可以发现 NGC 4993 刚好位于一个星系团旁边,里面星系多得很。而 31 个平方度里,星系自然就更多。 一个一个看过去,什么时候才能找到呢? 虽然有好几十台望远镜参加观测,能在一天之内就找到,也太快了吧! ——实际上,事情没有那么复杂。 LIGO & Virgo 在收到引力波信号后,会根据信号强度估计一个距离。这一次他们给出的是40±0.8 Mpc(Mpc=百万秒差距=326万光年)。我用这个距离范围在 NGC 4993 周围 ~300 个平方度里搜,记录在册的星系一共也就21个。考虑到事情发生的时候出于慎重可能会把距离范围放宽点,但在31度天区中真正需要查证的,也还是只有几十个星系而已。 比找MH370容易多了。 4、这次看到的引力波源“光学对应体”,长啥样? 下图是欧洲南方天文台几架不同的望远镜捕捉到的画面。虽然画质高下有别,在星系中心左上边一点,都看到了同一个小亮点——也就是双中子星并合之后持续发光的,被称作“千新星”的现象。(左上角是2014年拍的对比图,这张上没有这次的小亮点。) 特别有意思的是,在持续十几天的不间断跟踪观测中,我们发现这个千新星的颜色会变!变的越来越红! 这主要是因为爆炸之后,抛射物的温度无法维持,在刚爆发的短期内尚且有一些重元素衰变发光发热,但很快颜色就被降温导致的黑体辐射峰值向红端移动而主导了。 5、双中子星并合具体什么样? 前面已经放过并合的一个艺术家想象动画,下面再放个科学一点的模拟。 它展示了双中子星并合最后几十毫秒发生了什么。 两颗中子星在互相绕转的最后阶段,都在对方引力作用下发生了明显的变形。相接触的瞬间,整颗星体瓦解,大部分物质融合在一起成为了新的中心天体,要么是大质量中子星,要么是黑洞。还有不少物质在解体中抛向空间。这些富中子物质会形成大量富中子的不稳定同位素,并通过衰变释放出大量辐射,这一过程的光度可达一般新星事件的千倍,所以这个现象被命名为“千新星”。 千新星事件虽然不是第一次被看到,但结合了引力波和电磁波全波段观测数据的这次事件,让我们可以更透彻的研究“千新星”事件到底是怎么回事。 6、所以黄金到底怎么来的? 上一段说了,中子洒出来之后,会产生很多所谓富中子的不稳定同位素,也就是说很多原子核中包含大量中子的元素,这些中子会迅速衰变成质子,产生大量原子序数(即原子核中的质子数)较高的重元素,其中就包括金。 先前人们曾经认为重元素主要由超新星爆发产生,但后来发现超新星爆发不是一个足够有效的机制,于是双中子星并合被寄予厚望。 7、中子星?夸克星? 我们一直说“双中子星并合”,但实际上对于中子星是不是“中子”星,在天文学界是有争议的——一部分理论学家认为,这些致密天体可能是由更基本的粒子夸克组成的,应该被叫做“夸克星”。 检验这种致密星到底是由“中子”还是“夸克”构成,最直接的办法应该是去测量星体的质量和半径。因为夸克星原则上会更致密。但是这些致密星太小,用我们现有的观测手段很难给出精确的测定。 另一种思路,就是利用双星并合时的现象——前面说了,“千新星”这种现象只有在富中子的环境才能发生。而大量的中子来自于中子星,所以如果我们在双致密星并合后能看到“千新星”现象,说明这些致密星的本质应该是中子星,而如果看不到,则更有理由倾向于夸克星的假说。 就这次的观测证据来说,“中子”星一派占据了上风。 8、这次事件还告诉我们什么 还告诉宇宙膨胀有多快。也就是测定了哈勃常数。 一方面,引力波观测可以通过接收到引力波的强度,算出源天体的光度距离;另外通过源天体所在的星系红移的测量,我们知道它的退行速度。结合起来,就算出了宇宙膨胀有多快。 当然这一次事件给出的测量精度还没有比我们此前已经获得的结果更好,不过随着未来类似观测的积累,引力波与电磁波的联合观测还是可以给出越来越精确的,对宇宙膨胀速度的独立估计。 9、仍然未解的迷 我们不知道并合后形成的是中子星还是黑洞。 我们认为中子星的质量有个上限,叫做奥本海默极限。超过了这个极限,中子星就会坍缩成黑洞——但在理论上,这个极限究竟是多少,还有争议。争议的原因就是上面7中所说的,理论学家对中子星的具体构成有不同的见解。而我们通过引力波的观测知道了系统总质量为2.74个太阳质量,刚好在“争议区”,于是无法判断这是不是足以形成黑洞。 10、小望远镜的威力 在这次全球观测天文学家的大联欢中,小望远镜发挥了功不可没的重要作用。 率先在星系 NGC 4993 中找到引力波光学对应体的,是欧南台的 Swope 望远镜,口径1.02米。 要知道在专业天文学界,1米口径是相当小的光学望远镜了。 而更让人惊讶的是,这次还有很多台40~60厘米的超轻量级望远镜加入战斗——这对天文爱好者来说可能还算是镇宅之宝,对专业天文学来说,有点玩具的意思了。 甚至,盛会中还有一个口径25厘米的 TAROT 望远镜。(下图右下) 不过这些“玩具”其实近年来越来越多出现在专业天文学的一个领域:时域天文学。小望远镜有很多优势:成本低,方便大规模采购投放;通常视场范围比较大,结合数量优势,可以快速的开展大面积巡天——这正是搜寻引力波光学对应体所必备的能力。 系外行星搜寻、超新星搜寻、微引力透镜搜寻……还有很多有趣的科学领域,是小望远镜能够一展身手的地方。 11、欧南台的“舰队” 在看文首视频的时候,有没有被智利北部密集的光点吓到? (图为欧南台所属智利 La Silla 天文台) 欧南台在新闻中用“舰队”来形容自己的望远镜们——这支舰队,不只有8米、10米级的“航空母舰”,更有一大堆4-6米级的“巡洋舰”、2-3米级的“护卫舰”、1米级以下的“保障船只”,乃至其他波段的“协同军种”,共同构成了令人望而生畏的欧南台舰队。 下图展示了欧南台参与本次联合观测的部分“大船”。紫外、可见光、红外、射电,都有。 说实话,看欧南台在智利下饺子,再看看国内这几台望远镜,还真有点20年前看中国军队的那种望穿秋水的感觉。尤其是看到欧南台里还放着很多日本、韩国等国家的望远镜,真希望中国也能在这样世界上观测条件最好的地方有自己的望远镜。 幸好这次还有南极巡天望远镜和慧眼卫星给中国撑场子,不然真的是毫无脸面了。 希望中国天文的盛世,早点来吧!

作者:中国科学院国家天文台 刘博洋,出品方:科普中国;本社转发时略有改动。 第一部分 大新闻懒人包 1、到底发现了啥? 简单说,一次引力波事件。 而且是跟以前所有几次引力波事件都不同的一次。 以前几次,都是双黑洞并合。并合完,还是黑的,啥也看不着。 这次是双中子星并合,并合完,火光冲天,宇宙里的文明都看到了。 (附件:278302) 2、为啥天文学家这么兴奋? 同上,因为俩中子星并合完不是黑的,能看到。 所以所有听说了这事儿的人,只要有自己的望远镜,都拼了老命想要去看一下。 而且,基本上大家都看到了。 据不完全统计,全球一共有70架以上的各种天文望远镜参加了观测,这些观测覆盖了整个电磁波段:光学、红外、紫外、高能、射电。 本文开篇的视频,展示了全球各地光学望远镜跟进观测的情况。(可以翻回去再看一遍) 南美、夏威夷、澳洲、南非、西班牙……全球所有顶级天文台都像疯了一样。 (附件:278303) 从东向西,随着黑夜降临在一个个大陆,各个天文台一波波的开工,接力完成了对这个事件的跟进观测。 注意南极也有一个小光点!是什么看下文 5。 3、这事对天文学有啥意义? 最大的意义是:引力波和传统天文学终于成功的并肩作战。 从今以后,“引力波”领域,终于毫无疑问的成为天文科学的一员。 在此之前,射电天文学的加入,让光学和射电成为天文学的两架马车;空间望远镜的加入,让电磁波的全波段天文时代降临;宇宙线和中微子的加入,又让我们看到了“多信使天文学”时代的曙光。 (附件:278316) (本次事件的X射线图像) 然后,我们看到了引力波。 如今,我们用引力波和电磁波一起看到了一场宏大宇宙烟火的前后全貌。 一个新的时代——多信使天文学全面开张的时代——来了! 4、这事对普通人有啥意义? 愚蠢的人类终于知道了黄金怎么来的。 (附件:278304) (如果你还不知道,往下看) 5、中国这回掺和没? 掺和了。掺和了不少。 紫金山天文台的南极巡天望远镜,参与了光学波段的后续观测。 (附件:278305) (摄影:李正阳) 中科院高能物理研究所的“慧眼”X射线望远镜(HXMT),参与了X射线波段的后续观测。 清华大学等单位的研究人员,通过和LIGO组织合作,参与了引力波信号分析。 但对这次来说,主要是前两条。 第二部分 稍微细一点 1、这次的引力波长啥样? 引力波长啥样,听听就知道了。以下视频的背景音是在双中子星即将发生并合前,由于相互绕转频率不断提高而发出的所谓“鸟鸣”(Chirp)。 https://www.youtube.com/watch?v=vTeAFAGpfso (国内用户需科学上网) (附件:278306) 如果你还记得去年刚发现引力波时候的那个chirp,你会发现体验完全不一样——那次的只有不到1秒,而这次在音频中出现的就有将近1分钟——实际上,这次LIGO一共探测到了大约100秒! 2、为啥这次探测到这么长的“鸟鸣”? 一方面因为中子星并合本来就需要比较久的旋进阶段,另一方面就是,因为近啊! 人们很早就怀疑短伽马暴起源于双中子星并合,此前的短伽马暴通过查找宿主星系的办法,也有一些能得到距离的,但通常都极远,往往在几十亿光年开外,而这次,只有1.3亿光年!是最近的一次短伽马暴! 因为特别近,信号就比较强,前面比较弱的部分就能看到比较多,也就探测到了超长的旋进阶段。 3、这次怎么找到引力波源位置的? 去年只有LIGO两个站的时候,我们只能大体把引力波源定位在天空中一个大圈上,而今年随着欧洲Virgo引力波探测器的加入,引力波源定位的精确度大大提高! 如下图所示,本次引力波事件,GW170817,被定位在了大约31平方度的非常小的天区内!(下图黄色区域) (附件:278307) 在LIGO&Virgo探测到引力波之后的短短不到两秒,费米卫星也独立探测到了双中子星并合产生的伽马暴。 引力波探测器给出的定位结果(绿色),和费米卫星给出的定位(蓝色),非常吻合: (附件:278308) 但是其实,31个平方度说小也不小。 下图是后来发现了引力波源的星系 NGC 4993 周围 3 平方度的天区,蓝色椭圆标记出了这里面所有已知的星系。可以发现 NGC 4993 刚好位于一个星系团旁边,里面星系多得很。而 31 个平方度里,星系自然就更多。 (附件:278309) 一个一个看过去,什么时候才能找到呢? 虽然有好几十台望远镜参加观测,能在一天之内就找到,也太快了吧! ——实际上,事情没有那么复杂。 LIGO & Virgo 在收到引力波信号后,会根据信号强度估计一个距离。这一次他们给出的是40±0.8 Mpc(Mpc=百万秒差距=326万光年)。我用这个距离范围在 NGC 4993 周围 ~300 个平方度里搜,记录在册的星系一共也就21个。考虑到事情发生的时候出于慎重可能会把距离范围放宽点,但在31度天区中真正需要查证的,也还是只有几十个星系而已。 比找MH370容易多了。 4、这次看到的引力波源“光学对应体”,长啥样? 下图是欧洲南方天文台几架不同的望远镜捕捉到的画面。虽然画质高下有别,在星系中心左上边一点,都看到了同一个小亮点——也就是双中子星并合之后持续发光的,被称作“千新星”的现象。(左上角是2014年拍的对比图,这张上没有这次的小亮点。) (附件:278310) 特别有意思的是,在持续十几天的不间断跟踪观测中,我们发现这个千新星的颜色会变!变的越来越红! (附件:278311) 这主要是因为爆炸之后,抛射物的温度无法维持,在刚爆发的短期内尚且有一些重元素衰变发光发热,但很快颜色就被降温导致的黑体辐射峰值向红端移动而主导了。 5、双中子星并合具体什么样? 前面已经放过并合的一个艺术家想象动画,下面再放个科学一点的模拟。 它展示了双中子星并合最后几十毫秒发生了什么。 (附件:278312) 两颗中子星在互相绕转的最后阶段,都在对方引力作用下发生了明显的变形。相接触的瞬间,整颗星体瓦解,大部分物质融合在一起成为了新的中心天体,要么是大质量中子星,要么是黑洞。还有不少物质在解体中抛向空间。这些富中子物质会形成大量富中子的不稳定同位素,并通过衰变释放出大量辐射,这一过程的光度可达一般新星事件的千倍,所以这个现象被命名为“千新星”。 千新星事件虽然不是第一次被看到,但结合了引力波和电磁波全波段观测数据的这次事件,让我们可以更透彻的研究“千新星”事件到底是怎么回事。 6、所以黄金到底怎么来的? 上一段说了,中子洒出来之后,会产生很多所谓富中子的不稳定同位素,也就是说很多原子核中包含大量中子的元素,这些中子会迅速衰变成质子,产生大量原子序数(即原子核中的质子数)较高的重元素,其中就包括金。 先前人们曾经认为重元素主要由超新星爆发产生,但后来发现超新星爆发不是一个足够有效的机制,于是双中子星并合被寄予厚望。 7、中子星?夸克星? 我们一直说“双中子星并合”,但实际上对于中子星是不是“中子”星,在天文学界是有争议的——一部分理论学家认为,这些致密天体可能是由更基本的粒子夸克组成的,应该被叫做“夸克星”。 检验这种致密星到底是由“中子”还是“夸克”构成,最直接的办法应该是去测量星体的质量和半径。因为夸克星原则上会更致密。但是这些致密星太小,用我们现有的观测手段很难给出精确的测定。 另一种思路,就是利用双星并合时的现象——前面说了,“千新星”这种现象只有在富中子的环境才能发生。而大量的中子来自于中子星,所以如果我们在双致密星并合后能看到“千新星”现象,说明这些致密星的本质应该是中子星,而如果看不到,则更有理由倾向于夸克星的假说。 就这次的观测证据来说,“中子”星一派占据了上风。 8、这次事件还告诉我们什么 还告诉宇宙膨胀有多快。也就是测定了哈勃常数。 一方面,引力波观测可以通过接收到引力波的强度,算出源天体的光度距离;另外通过源天体所在的星系红移的测量,我们知道它的退行速度。结合起来,就算出了宇宙膨胀有多快。 当然这一次事件给出的测量精度还没有比我们此前已经获得的结果更好,不过随着未来类似观测的积累,引力波与电磁波的联合观测还是可以给出越来越精确的,对宇宙膨胀速度的独立估计。 9、仍然未解的迷 我们不知道并合后形成的是中子星还是黑洞。 我们认为中子星的质量有个上限,叫做奥本海默极限。超过了这个极限,中子星就会坍缩成黑洞——但在理论上,这个极限究竟是多少,还有争议。争议的原因就是上面7中所说的,理论学家对中子星的具体构成有不同的见解。而我们通过引力波的观测知道了系统总质量为2.74个太阳质量,刚好在“争议区”,于是无法判断这是不是足以形成黑洞。 10、小望远镜的威力 在这次全球观测天文学家的大联欢中,小望远镜发挥了功不可没的重要作用。 率先在星系 NGC 4993 中找到引力波光学对应体的,是欧南台的 Swope 望远镜,口径1.02米。 要知道在专业天文学界,1米口径是相当小的光学望远镜了。 而更让人惊讶的是,这次还有很多台40~60厘米的超轻量级望远镜加入战斗——这对天文爱好者来说可能还算是镇宅之宝,对专业天文学来说,有点玩具的意思了。 甚至,盛会中还有一个口径25厘米的 TAROT 望远镜。(下图右下) (附件:278313) 不过这些“玩具”其实近年来越来越多出现在专业天文学的一个领域:时域天文学。小望远镜有很多优势:成本低,方便大规模采购投放;通常视场范围比较大,结合数量优势,可以快速的开展大面积巡天——这正是搜寻引力波光学对应体所必备的能力。 系外行星搜寻、超新星搜寻、微引力透镜搜寻……还有很多有趣的科学领域,是小望远镜能够一展身手的地方。 11、欧南台的“舰队” 在看文首视频的时候,有没有被智利北部密集的光点吓到? (附件:278314) (图为欧南台所属智利 La Silla 天文台) 欧南台在新闻中用“舰队”来形容自己的望远镜们——这支舰队,不只有8米、10米级的“航空母舰”,更有一大堆4-6米级的“巡洋舰”、2-3米级的“护卫舰”、1米级以下的“保障船只”,乃至其他波段的“协同军种”,共同构成了令人望而生畏的欧南台舰队。 下图展示了欧南台参与本次联合观测的部分“大船”。紫外、可见光、红外、射电,都有。 (附件:278315) 说实话,看欧南台在智利下饺子,再看看国内这几台望远镜,还真有点20年前看中国军队的那种望穿秋水的感觉。尤其是看到欧南台里还放着很多日本、韩国等国家的望远镜,真希望中国也能在这样世界上观测条件最好的地方有自己的望远镜。 幸好这次还有南极巡天望远镜和慧眼卫星给中国撑场子,不然真的是毫无脸面了。 希望中国天文的盛世,早点来吧!



看着图不错,就转来了。 据国外媒体报道,俄罗斯联邦航天局公布了一系列太阳系想象图,假如我们的太阳被北极星、天狼星和半人马座阿尔法星取代,那么地球上会出现何种情形?同理,如果月球被木星、土星、水星等行星取代,我们又会看到何种情形?图中显示的是半人马座阿尔法星取代太阳的情景,我们可以看到阿尔法星A和B在天空中同 时出现。 太阳被50亿年后的自己取代的情景。50亿年后,太阳会变成一颗红巨星,占据天空的很大面积,大地被烤焦,一切生命化为灰烬。这才是真正的世界末日,只是时间的问题。 图中显示的为太阳被大角星取代后的情景,后者是一颗红巨星,也是夜空中第四亮的恒星,如果太阳被大角星取代,那么我们的大部分天空都会大角星“填满”。 天狼星是地球夜空中最亮的恒星,几乎是太阳的两倍,如果天狼星取代了太阳,那么我们的世界将变成一片明亮,几乎无法睁开眼睛。由此可见,如果天狼星系统存在生命,它们应该能够“无视”这些刺眼的光芒。 图中的画面仍然是大角星取代太阳后的情景,只不过这时候处于“夕阳”状态。大角星的体积巨大,日落时的景象也十分迷人。 如果月球被其他行星取代,又会呈现何种情形呢?图中显示的为火星取代月球的画面,可以看出火星的块头其实很小,即便取代了月球,也没有出现非常惊人的画面。 这张图是地球取代月球的情景,如果我们对比上一张,就很容易察觉到地球其实比火星大得多,蓝色的地球与火星毫无生机的表面形成了鲜明的对比。 以上都是一些体积相对较小的恒星或者行星取代太阳和月球的画面,本图展示的是北极星取代太阳的模样,由于北极星体积非常大,几乎占据了半个天空,全世界都会变成异常明亮。 土星取代月球后我们可以看到巨大的土星环,环上那颗天体是土卫四,巨大的土星环和土星构成了一幅非常美丽的画面。 木星取代月球的情景。 转自:腾讯科技





要回答这个问题,就需要首先理解生物到底是怎样的一个东西: 从上图可以看到,三叶虫位于四亿五千万年左右的位置,但寒武纪只是一个生命大范围爆发的标志性年代,并非生命诞生的最初年份。最早的生命诞生于太古宙早期,比显生宙还要早得多,距今大约38亿年。 而目前人类所认识到的宇宙的年龄却是130-140亿年,和地球上生命的年龄相比并没有长出多少。生命出现在100亿年之后并非偶然,而是宇宙进化条件初步完善的结果,在这之前,宇宙要从大爆炸中降温,要形成稳定的星系团和星系,然后诞生一大批活蹦乱跳的恒星,恒星在点燃前后还要分化集结自己的行星小伙伴,并把它们安排到合适的位置上……目前人类对这些事件的具体周期并没有太明确的研究结果,SO~个人只好在这里斗胆胡猜一下:100亿年作为宇宙对怀孕出生命的准备期来讲 其实已经算是快马加鞭了。假如地球生命的进化过程在众多行星中算是按部就班的水平来算(只能假如,因为没有任何参照物),人类其实应当也许差不多算是宇宙的长子了。 当然这个结果还是很笼统的。生命的进化过程如果时机恰当,完全可以产生飞跃式的进展,就如同近千年以来的技术发展一样。宇宙中比太阳更早进入主序星的恒星有的是,比人类更早进入文明时代的星球可能不止千万,文明鸿沟的差距也可能不止数亿年。但按照现有宇宙模型来推论,可能领先于人类的文明注定将是很少的。 就算是有比我们更发达的文明发现了我们,他们又为什么和我们建立联系?作为一个思维正常的人类,你会去和蟑螂建立外交关系吗?你会去抢夺汪星人口中的骨头吗?你会去关心蚂蚁的生态吗? 很多人都担心外星人会垂涎地球的资源,尤其是“生态圈”资源,可是这种“生态圈”对于人类来说就如同狗珍爱它口中的骨头一样无聊。人类所在的年代,尤其是现在的生态圈其实已经衰退了很多,远远无法与数万年前的规模相比。如果外星人发现了一块带肉的骨头,他们难道还会对我们这块干巴巴的骨头感兴趣? 当然不会!而且我还敢于肯定:地球就是一块干巴巴的骨头,比地球肉厚流油的星球还有的是,外星人除非傻了疯了,不然人家才不可能放着一堆无人看管的小鲜肉不管,反而跟人类这条一嘴尖牙的小狗来抢一根光秃秃的骨头。 那么我为什么敢认定比地球更优越的自然环境有的是呢?原因其实非常简单,还是上面那张图: 请注意生命从5亿年前就已经开始了大规模的爆发,到了1亿年之前地球上的自然环境就已经相当优越了。生命进化的路途是如此的艰难,智慧萌发的契机更如瀚海捞针。即使从人类进入石器时代开始计算,到文明萌发也耗费了数百万年之久。 也就是说:即使是一个具有孕育生命条件的优质恒星系,从无到有制造出像样的生命也需要至少几十亿年的时间,即使这几十亿年的时间到了,孕育生命的星球也需要几亿年的准备期限……更别提发育出人类这样的文明了。这也就注定了,一个具有宇航能力的文明在宇宙中即使遭遇了适格星球,也只会有更大几率遭遇生态圈尚未建立完备的星球,就连有了大规模植被覆盖的星球都会少之又少!这两者之间的概率分布将相差数十亿倍! 再者,难道一个星球有了智慧就一定会发展出文明吗?结果又是一个偶然:人类文明的建立得益于一系列天时地利人和的综合作用,其中最惨痛的考验莫过于冰川期的降临。因为第四纪冰川期摧毁了森林,人类不得不走出食物丰厚的树林,拿起简陋的武器与苔原上的大型生物抗争。这一残酷的考验几乎导致了人类的灭绝,却也激发了智力的成长。如果当初的地球再稍微严厉一点,或者再温柔一点,今天的生态圈就是另外一副样子了。要知道地球只是一个毫无智商的大土球,人家可不会对人类有任何偏袒情绪。所以人类能存活到今天并发育出文明完全是一个小概率事件,稍有差池就会功亏一篑,失败之后又是一次时间跨度长达上数百万年的漫长等待。可是这种推倒重练的机会并不会一直存在下去:如果地球的碳循环出现问题,如果地球和某颗彗星勾搭上了(恐龙哥哥走好)……如果经历以上一系列坑爹事件的阻碍,太阳在几十亿年后开始变为红巨星前人类还没有建立文明,那么这样一颗星球上的生物圈必将毫无悬念的彻底灭亡,任何微渺的痕迹都不会留下。 就算人类进入了初步的文明时代,也不代表文明进程会一帆风顺。非洲是最早的人类摇篮,也是地球上历史最悠久的人类聚集区域。可是优越的自然环境也限制了文明的发展,让人们满足于低级别的部落氏族社会。若没有西方人杀个回马枪,千万年之后的非洲大陆也会和千万年之前如出一辙。 可是即使到了今天,我们依然不算安全。环境和资源问题正在困扰着我们,稍有不慎全盘皆输绝非危言耸听。就在现在,就在此刻,我们的星球上还有数不清的同类正在罔顾他人、子孙利益肆意妄为,死于环境问题的人成千上万,曾被环境气候变化灭绝的族群、国家如过江之鲫。更何况还有核武器这把达摩克利斯之剑高悬于我们头顶,说不定什么时候就会被哪个疯子一时手贱,天崩地裂。 ……因此地球人能发展到今天的规模并长久存在,就如同一个人中了百万大奖一样幸运,外星人找到我们这样的种族也会如同找到一张百万大奖的彩票一样幸运。很少有其他的物种能像我们这样进入文明社会的大门、开始有意识的推动科技进步并探索外太空。太阳系中只有一个人类,宇宙中像人类这样的文明也不会太多。 群星浩瀚,各具千秋。当一个智慧种族在宇宙中航行,所遭遇的星球定然是按概率大小随机分布,而不会把一堆智慧文明都挤在一起,也不会把一堆同龄行星堆在一起……这必然意味着任何地外文明在发现我们之前,他们经过适合居住的星球将至少在亿颗以上。这就如同你从一游泳池彩票里寻找百万大奖的过程:最开始先发现一大堆百元小奖、一小堆千元彩票、然后找到了几十张万元彩票,几张十万元彩票,最后才能找到一张百万元级别的大奖。如果把我们的宇宙画一张图来标识这其中所有有生物的星球的进化纪元,那么这张图大概会是类似于这样: 请问如果你是一支寻找太空殖民地的先锋队,在这张图上你会选择哪颗星球开枝散叶呢?面对一大堆自然条件优厚的星球和一个正在发展中被破坏到即将崩溃的星球之间,你又会怎么选择? 在一个如此浩瀚而又如此繁茂的宇宙里,找到智慧生物的可能性又有多少? 图上那个小红圆圈如果按比例放大到宇宙里,那么其大小至少将超过银河系的引力范围,人类所处的这一点不起眼的犄角旮旯,又凭什么轻易被别人发现呢? 当你仰望星空,生命与文明其实就隐藏在某个光点之后,却又躲在那个我们永远也够不着的时间与距离之外。这个宇宙中的生命奇迹正如草原上的繁花似锦,智慧与文明却不过其中的沧海一粟。 ----------------------------------------------------------------- 本文转自敝人在其它网站的文章,若在别处发现此文亦为本人所作。转载请注明出处。






      引力波是广义相对论的基本预言,但是至今为止尚未得到引力波存在的直接证据。此外,引力波探测将提供全新的天文观测手段,开启引力波天文学新纪元。中山大学在引力物理领域具有优良的学术研究传统。上世纪七十年代中山大学引力物理研究室建设常温共振型引力波天线,其测量灵敏度为当时国际同类引力波天线的最高水平之一。目前,中山大学正在组建研究小组开展我国空间引力波探测计划任务的预先研究,制定我国空间引力波探测计划的实施方案和路线图,提出“天琴”空间引力波探测计划,并开展关键技术研究。       天琴计划主要将分四阶段实施:第一阶段完成月球/卫星激光测距系统、大型激光陀螺仪等天琴计划计划地面辅助设施;第二阶段完成无拖曳控制、星载激光干涉仪等关键技术验证,以及空间等效原理实验检验;第三阶段完成高精度惯性传感、星间激光测距等关键技术验证,以及全球重力场测量;第四阶段完成所有空间引力波探测所需的关键技术,发射三颗地球高轨卫星进行引力波探测。       我们将在中山大学珠海校区建设“天琴计划”所需的地面研究基础设施,并以此为基地开展面向国家重大需求和科学基础前沿的国家大科学工程项目。其中山洞超静实验室和激光测距地面台站基础设施建设已经启动,部分关键技术研究也已经有具体进展。天琴计划的推动将使中山大学将成为国际上引力波探测与空间精密测量领域的学术研究重镇之一,并成为推动后续一系列空间精密测量物理实验的研究基地。 1 .招聘单位:中山大学天文与空间科学学院 2 .招聘方向: (1)    引力理论:广义相对论、引力理论、宇宙学等 (2)    空间引力实验:月球激光测距、引力波探测、无拖曳控制、空间任务系统模拟与数据分析 (3)    精密测量技术:高精度激光干涉测量、精密光学机械设计与分析、低噪声电子技术等 3 .招聘条件: (1)    身体健康; (2)    已获得博士学位; (3)    在引力实验、精密测量、光学工程或相关领域有前期研究基础; (4)    具备良好的沟通能力和团队合作能力。 4 .应聘材料要求: 申请者自从即日起投递简历、发表论文清单和两份推荐信(其中一份要求是博士指导导师或者现在研究同事)。 5 .招聘岗位: 千人、青年千人、教授(含长江学者特聘教授)、副教授、讲师、研究员、博士后。 以下领域招聘团队负责人(Principal Investigator):星间激光测距技术、无拖曳控制技术、月球激光测距技术、系统模拟与分析、卫星微推进技术。 6 .待遇:团队负责人:年薪50万-100万人民币,其他岗位工资另议。 7 .联系方式: 联系人:李淼 教授 电话:18620939367; Email: limiao9 @mail.sysu.edu.cn 收到投递资料后会立刻审阅申请者材料,审阅通过后会安排会候选人面谈


1976年,美国宇航局(NASA)发射了海盗1号火星探测器。它的任务是为海盗2号寻找一个合适的着陆地点。当时美国宇航局公布了一张火星"人脸"照片……那么,这个传奇到了数十年后,结果怎样呢 这件事有趣极了!照片上的大石头看起来就像个埃及法老的脸。美国宇航局的本意也许是让大家乐一乐,同时吸引公众对于火星探测的兴趣 这真是个成功的创意,它迅速吸引的公众的目光,成了大报小报的谈论话题。但是很不幸,人们只看到这张脸长得像斯芬克斯,而完全无视照片的说明!如同野火一般的谣言,这块大石头被越传越神,有人干脆宣称这张“火星上的人脸”表明了那里曾经存在着高度发达的文明,这块石头附近的另外一些石头也被说成了“金字塔”和“城市”。于是,事情不得不到了让一艘新的飞船去验证“火星上的人脸”是否存在的地步 如果你愿意的话,你用“FaceonMars”作为关键词检索互联网,还能找出成千上万有关火星脸的网页———既有支持者,也有反对者。有人以此为理由要求给美国宇航局增加预算,这固然是好意,却只能令美国宇航局的科学家们哭笑不得 美国宇航局万万没想到这块石头竟然成了超级明星。当然,对于美国宇航局来说这已经是烫手的山芋,科学家认为,给“火星上的人脸”拍一张新照片比美国宇航局新闻发言人辟一百次谣还有效。于是,美国的一架探测器再次担当起了验证海盗1号拍下“火星上的人脸”的使命。科学家们操纵新的火星探测器给火星上有“人脸”的地区拍摄了几张新的照片。很显然,这些照片令人大失所望:根本看不出它像张脸!但是有人提出,当时正是火星的多云季节,云层很可能影响了“效果”,所以这张照片不算数. 为此,2005年8月2日———火星上晴朗无云的一天———欧洲火星快车重新给火星出现人脸的地区拍了一些照片。这张照片由于几十年来技术的进步而变得非常完美,它的分辨率是1.56米(这是海盗1号分辨率的27倍以上)。 当然,为了进一步增强这个证据的真实性,科学家们还使用了高精度的激光测高仪对该地区进行了扫描。通过对数据的处理,得到了这个“火星上的人脸”的三维图像 NASA的一个探测器在火星表面失踪之后,喷气推进实验室某大厅的墙上贴出这样一段文字,其中所有的字都是从报纸上剪下来的——我们劫持了你们的卫星/如果你们想把它赎回来/交出20亿火星元/ 不准笑/否则你们就永远也看不见它了 电影或者其他文学作品中充满了巧合,比如警察总是在我们的英雄把问题解决掉以后才赶到,比如定时炸弹总是在最后一秒停下来。在生活中也有这样的巧合,夏日的云朵看起来像各种奇形怪状的动物或者英伦三岛,天花板上的裂缝如同稀奇古怪的文字,我们对这些现象熟视无睹,顶多是会心一笑,然而,如果这种事发生在火星上,就变成了——25年前的传奇 火星是一个红色的星球,有着类似于地球的环境,可以用望远镜比较清晰的观察到它红色的表面和白色的极冠。也许正因为如此,它给科幻小说的创作提供了无尽的素材。比如威尔斯的《大战火星人》,电视剧《火星叔叔马丁》等等。有人坚信火星存在高级智慧文明,但是除了所谓的“运河”外苦于没有更多的证据。1976年,美国宇航局(NASA)发射了海盗1号火星探测器,它的任务是为海盗2号寻找一个合适的着陆地点     



天体物理学家最近发现一颗奇怪的恒星,名叫KIC8462852。这颗恒星的亮度变化怪异,说明在它前面有个特别的东西遮挡了它的亮光。 据西班牙《阿贝赛报》网站10月22日报道,研究KIC8462852的科学家表示,这个东西很大,而且从天体时间评估,它的密度小,出现的时间近, 因此有人猜测这是外星人的科技成果 。 开普勒太空望远镜发现KIC8462852恒星亮度变化怪异,有科学人士因此猜测可能是外星文明制造的巨大装置在吸收星体能量。自KIC8462852的数据公布后,这种推论在科学界引发热烈争议。 然而西班牙天体生物学中心天体物理学家戴维·巴拉多认为,在提出KIC8462852恒星的奇怪信号来自外星文明制造的巨大装置设想之前,必须先进行准确无疑的证明。 巴拉多认为,在谈论外星智慧之前,还有很多选项需要排除,“还有很多碎片需要拼凑,但就此推论说那是外星装置显然空口无凭”。 报道称,这位专家倾向于认为KIC8462852恒星光变异常是一大群彗星导致的,这群彗星的规模远远大于我们所认识的彗星。 虽然这个现象不同寻常,但是巴拉多指出,在不同的星系和不同环境下,曾看到过类似现象。



     木星及其卫星——木卫三和木卫一的合照,由英国西苏塞克斯西尔塞的业余天文学家达米安-比奇使用望远镜在自家后院拍摄   月球陨坑“阿特拉斯”(Atlas)和“赫尔克里斯”(Hercules),细节丰富程度令人不可思议   太阳耀斑。比奇使用售价1万英镑的高速望远镜和一个电子设备拍摄高清晰的太阳系照片 2010年,比奇成为唯一一个获得年度天文摄影师奖的英国人 站在自家后院的比奇,旁边就是他的天文摄影装备 一组火星照片,在这颗红色星球在地球前方穿过时拍摄   北京时间10月13日消息,从细节丰富的太阳耀斑到令人吃惊的木星及其两颗卫星的景象,英国业余天文学家达米安-比奇在自家后院拍摄了一系列让人叹为观止的太阳系照片。比奇是一名电子工程师,家住西苏塞克斯西尔塞,过去10年来一直用镜头记录不断变化的太阳系景象。   比奇使用一架高速望远镜和一个电子设备拍摄太阳系,售价1万英镑(约合15544美元)。他拍摄的照片清晰度极高,与美国宇航局和智利欧洲南方天文台拍摄的照片不相上下。2010年,他凭借展现木星卫星——木卫三和木卫一的照片获得年度天文摄影师奖,成为摘得这一享有很大声望的奖项的唯一一个英国人。   比奇说:“能够在自家后院拍摄太阳系照片是一件非常令人欣喜的事情。这种拍摄能够成为一种可能要归功于最近的技术进步。现在,我们可以借助小型望远镜和造价较低的网络摄像机拍摄令人吃惊的照片。在上世纪90年代之前,业余天文学家还无法做到这一点,只有地球上最大的望远镜才有这个能力。当前的大型业余望远镜的解析度能够拍摄出画质与专业望远镜相当的照片,展现太阳系行星的奇妙景象。”   10年前,比奇对天文学产生浓厚兴趣。现在,他的业余时间都用在观察行星上。他说:“其他行星也是天气多变,就像地球一样。相比之下,它们的天气变化更富有动感,景象也更为壮观。木星是一颗气态行星,上面出现各种形状和规模的风暴。木星的云层时刻处于变化之中,很容易观察。照片中的颜色并没有经过任何处理,与真实的行星非常接近。如果有机会登上这些行星,你看到的基本上就是照片展现的景象。”   比奇的装备包括美国Celestron公司制造的356毫米反射望远镜以及高速摄影机Flea3。现在,几乎任何人都可以拥有造价相对较低的技术装备,进行天文摄影。也就是说,英国的业余天文学家可以组成一个团队,分享观察夜空时上演的发现。比奇说:“我是一个规模较大的天文学家组织一员,参与长期天文学研究。英国天文协会等组织不断公布天体活动的详细报告。我们的观测计划取得很大成功,继续朝着所设定的目标前进。” 转载于人民网: http://scitech.people.com.cn/GB/15882801.html



http://qjwb.zjol.com.cn/html/2007-04/02/content_1555571.htm 请先看这个帖子!!! 西安一市民自制天文望远镜   西安晚报供稿 在西安药王洞崇新里,最近每到天气晴朗的晚上,总有这样一副场景:一位五十多岁的师傅骑着架有“特殊装置”的电动三轮车,旁边一群孩子兴致勃勃地围着问这问那。原来,这是53岁的天文爱好者牛国栋师傅,在向孩子们展示“月球漫步”望远镜。令人惊奇的是,这个重量近200公斤、2.5米长的“大家伙”是由牛师傅一个个零件组装而成的。   牛师傅介绍,这个天文望远镜型号名叫“卡塞格林”,重量近400斤,镜筒长2.5米,主要由机械跟踪部分和光学部分组成。机械跟踪部分包括刻度表、跟踪转向盘、减速机等,光学部分包括主镜、次镜、寻星镜、导星镜等。   “说起我接触的第一个望远镜,还得从十年前说起。”1997年,做服装生意的牛先生对天文逐渐有了兴趣,开始购买各式望远镜,几乎成了收藏家。随着对天文了解的深入,买来的望远镜已经满足不了他的好奇心,他决定自制望远镜。   1999年起,牛师傅想尽办法搜集各种天文望远镜资料。而真正动起手来,事情却并不顺利。由于专业知识有限,牛先生起初购买了很多零件都并不合适,也花了不少冤枉钱,但这并没有打消他的念头。一台自动跟踪望远镜、多个自磨的平面镜,以及不少专门用来制作、校正望远镜的器材,小小的屋子几乎成了望远镜基地了。2002年,第一台自制望远镜诞生了。







自制天文望远镜 第一章望远镜基本原理 黄隆 1.1 天文望远镜光学原理 望远镜由物镜和目镜组成,接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜,靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光,根据光学原埋,平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上,这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大,这时观察者觉得远处景物被拉近,看得特别清楚。 折射镜是由一组透镜组成,反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作 90 度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点,现分别讨论。 O=物镜 E=目镜 f =焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d =斜镜 1.2 折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1. 影像稳定 折射式望远镜镜筒密封,避免了空气对流现象。 2. 彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3. 保 养 主镜密封,不会被污浊空气侵蚀,基本上不用保养。 折射望远镜的缺点 1. 色 差 不同波长光波成像在焦点附近,所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜,但矫正大口径镜就不容易。 2. 镜 筒 长 为了消除色差,设计望远镜时就要把焦距尽量增长,约主镜口径的十五倍,以六吋口径计算,便是七呎半长,而且用起来又不方便,业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3. 价钱 贵 光线要穿过透镜关系,所以要采用清晰度高,质地优良的玻璃,这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点 1. 消 色 差 任何可见光均聚焦于一点。 2. 镜 筒 短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍,所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便,又容易制造稳定性高的脚架。 3. 价钱便宜 光线只在主镜表面反射,制镜者可以购买较经济的普通玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1. 遮 光 对角镜放置在主镜前,把部份入射光线遮掉,而对角镜支架又产生绕射,三支架或四支架的便形成六条或四条由光星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光率。 2. 影像不稳定 开放式的镜筒往往产生对流现象,很难完满地解决问题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。 3. 主镜变形 温度变化和机械因素,使主镜变形,焦点也跟 改变,形成球面差,球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方,但小口径镜不成问题。 4. 保养 镀上主镜表面的铝或银,受空气污染影响,要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。 折射望远镜由二块透镜组成,总共要磨四边光学面,反射望远镜只需要磨一边光学面,所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话,一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。 至于选择何种类形的望远镜则视乎个别天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以下的折射望远镜已足够作普通观测研究的用途。若果兴趣是观察行星或双星,便应该设计八吋口径而放大倍数高的反射望远镜,因为如此大口径的折射镜十分难制造,价钱非常昂贵,而且又非常笨重。 从经济和难度考虑,初学者最适宜自制反射式望远镜。 1.3 反射望远镜的设计 反射望远镜有数种设计,现在只谈谈结构简单的牛顿式。 牛顿式望远镜最主要的结构是一块镀上反射物质的球面或拋物面玻璃。球面镜作用是把星星来的平行光反射聚焦一点,然后靠一块细小光学平面镜放置于焦点前,把光作90度角的反射至望远镜筒的边缘,再由一块凸透镜将形像放大,便获得普通望远镜应有之效果。不过球面镜中心和旁边的反射角不同,故此成像并不完全聚焦于同一点上,而形成 球面差 ;但 拋物面 郄可矫正这缺点,使离开光轴较远的光线也可以同时聚于焦点上,因此实际上牛顿式望远镜主镜乃拋物线面。 放大 倍 数 望远镜的放大倍数是物镜和目镜焦距之比。即物镜焦距愈长,放大倍率愈高;目镜焦距愈短,放大倍率愈高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直径求得,入射瞳孔通常即望远镜物镜直径。 放大倍数愈低,影像愈清晰,最宜观测暗星云。放大率高则可用来看行星表面的微细结构,但光度很弱。每枝望远镜的最高有效放大倍数是物镜直径的50倍。例如六吋口径望远镜便可放大到 300倍。 虽然天文望远镜的物镜焦距是不能改变的,但望远镜放大倍数则不是固定的,它可以通过变换目镜焦距的方式而获得不同的倍率。但目镜制造困难,多数购自光学商店,业余制镜者只自制主镜部份。 1 吋 = 25.4 毫米 (mm) 焦比(Focal Ratio) 望远镜放大倍数不能无限制的增加,即目镜不能太短;最短约四毫米,主镜焦距亦不能太长,究竟焦距长度如何决定呢?通常焦距和物镜直径的比例不能超过一个数值,它们的比值称为焦比,焦比是用来表示望远镜的特性的指针,焦比即照相机上的光圈,焦比值多数定于2.5 和 1 1 之间。例如六吋望远镜焦距最长可达 66 吋,最短是 15 吋。 焦比的限制是和望远镜的曲率有关,焦比大,球面和拋物面值相差不远,主镜磨成球面便行。但焦比太大,镜筒便会很长,搬运不方便,脚架制作也不容易。焦比短,球面主镜便不能把平行光聚于一点,形成球面差,那时要将球面修改成拋物面就颇费功夫。 另一方面,照相曝光时间和焦比的平方成正比,所以焦比值越小曝光时间越短,拍摄暗星体时便很有用,故多用作观测或拍摄星云、星团。焦比大,焦距长度增加,放大倍率高,故此多用作观测行星。 集光本领(Light Gathering Power) 望远镜口径愈大,集光力愈强,可以看见星星的数目亦增加,集光力是望远镜收集光线比眼睛强多少倍的意思。集光本领乃望远镜物镜直径平方和瞳孔直径平方之比。人的瞳孔,日间受光影响,故收缩,晚上则尽量扩大,直径伸缩由四毫米至八毫米,平均值是七毫米。 望远镜比肉眼大上许多倍,以一枝150 毫米即六吋口径反射镜来计算,就比肉眼看东西明亮 495 倍。当然望远镜口径大还可以观察到更加暗的星星,口径和星等的关系如右。 人的瞳孔是固定的,所以要增加集光本领就唯有向物镜直径打主意,造一枝大口径望远镜。但大口径镜的球面和拋物面值相差颇大,一定要磨成拋物面,初学者未掌握好磨镜技术的话,应该以小口径开始。另外大口径望远镜又必须做一座重型精密、稳定性高的脚架,否则在调校光轴,对准星体时就会出现困难。而机械制作所花的时间可能远比磨镜还多,这样可令至初学者兴趣慢慢减低。而搬运如此重的装备往郊外观测也很成问题。经历数次辛劳后,望远镜可能被放置在屋角去渡其晚年。 分 辨 本 领 (ResolvingPower) 集光本领,放大倍数并不能表达望远镜的质素,望远镜质地取决于它的分辨本领,它就是分开两颗很相近的双星的最高能力。分辨力高,星像清晰的六吋镜会远比只得集光力强的大口径十吋镜实用得多。天文观察要求光学质素最高,若大口径镜只看见模糊的星像,用处就不大,只可用来看看风景吧! 英国业余天文学家杜氏(Dawes)根据观测双星的经验,计算出望远镜口径的最高分辨能力,这就是著名的杜氏极限(Dawes' Limit)。 六吋口径望远镜,分辨本领最高是0.76 弧秒,虽然因星空观察受大气流动影响,而会使分辨本领降至一弧秒,但已经比肉眼只可分辨两颗距离一弧分以上双星的能力要大上六十倍。 以天文爱好者的需要和能力来决定,初学者最适宜自制一枝六吋口径,48 吋焦距,焦比是八的牛顿式望远镜,因为主镜只需要磨成一个球面,镜筒短,脚架制造比较容易。若喜欢轻巧和方便携带的可造一枝120 毫米口径,720 毫米焦距,即 f/6 的望远镜。 直径 直径 分 辨 本 领 吋 毫米 弧秒 2.5 63 1.82 3 76 1.52 4 100 1.14 6 150 0.76 8 200 0.57 10 250 0.46 12 300 0.38 14 350 0.33 16 400 0.29 18 450 0.25 20 500 0.23 第二章磨镜材料与工具 2.1 应用材料 a. 厚玻璃两块 主镜和工具板厚玻璃板两块。标准主镜厚度大约是直径的六分一,工具板比较薄,约八分一。但为了经济原因和容易购买,主镜厚度会减低至直径之八分一。以六吋主镜来说,我只用 3/4 吋厚的玻璃,而工具板则用半吋厚便算了。厚身玻璃可以防止主镜镜面因温度改变而影响曲率半径。主镜最好选用优质而膨胀系数少的派勒斯(Pyrex) 玻璃,膨胀系数就是物质因温度改变而影响其长度的数值。系数愈小,温度变化对玻璃影响则愈细。派勒斯玻璃另一优点就是已经过热软化而令其内部应力减少,避免了玻璃因温度改变而变形。派勒斯玻璃要向外国订购,价钱昂贵,普通天文爱好者多采购自拆旧船窗门的玻璃,虽然膨胀系数大一些,但郄已受热软化处理。最方便的就是往玻璃店购买,普通未经热软化处理的蓝色玻璃。 一块 8 吋直径六分厚的普通蓝玻璃约港币 100元 ( 2000年 )。 b. 磨砂 磨砂主要有两种,黑色的碳化硅(Silicon Carbide)和白色的氧化铝(Aluminum Oxide)。碳化硅即常用的金钢砂(Carborundum),体积大小依编号排列,号数小颗粒粗,编号表示每一吋可排列金钢砂粒之数目,例如 80 号即一吋内可并排80 颗金钢砂。不过 220 号以上的已成粉末状,要利用其浮在水中时间长短的方法分辨。普通多选用六种金钢砂,80、120、220、320、600 和 1200 号等。当金钢砂缺少某一编号存货时,可以用别一号代替。 c. 拋光粉 拋光粉有红色的氧化铁,俗称光学红粉,和白色的氧化锶(CeriumOxide)。磨砂和拋光粉可往专出售光学磨料的商店采购,份量约六安士。 ( 一磅 = 16安士或454克 ) d. 沥青 沥青一磅,五金店有售。沥青有两种类,一种是水沥青,室温下呈液体状,是用来修补屋顶,另一种在室温下呈固态,这种沥青才合用。 e. 松节油 松节油和松香少量,约四安土。五金店或化工原料行有售。以上材料,美国天文仪器公司有套装出售,六吋直径玻璃连磨镜材料约港币三百元 (1982年)。 2.2 工具 a. 工作台 工作台是用来固定玻璃,要找一张结实而高度适合磨镜者的台或高椅子,或用万能角铁自制,工作台下半部还要加上重物避免大力工作时产生震荡而摇摆不定。 b. 面盆一只 。 c. 磨刀石 。 f. 放大镜 普通短焦距的小型放大镜,或望远镜目镜,例如篮斯登 (Ramsden) 和凯尔纳式 (Kellner) 才合用。 2.3 测焦距工具 佛科试镜器结构很简单,包括一个灯箱和一个可以作两个方向移动的刀片座。灯箱由一颗电灯泡供应光源,光线从灯箱中间小孔透射出来。刀片架附设有一块刀片,该架设计至可前后移动,并且可以微调至1/100 吋。再说回来,光源箱的孔宽 1/250 吋,可利用针刺孔于簿铝纸上,随后用胶纸贴在已开了1/8 吋孔的灯箱前。除点光源外,还有裂隙光源,光度比较强。制造裂隙方法是用两片刀片并列于灯箱孔前,孔的直径阔 3/8 吋,裂隙相距 1/50 吋。若果光源用光身灯泡的便要用一块磨砂腊纸盖者灯箱孔,以便产生均匀的散射光线。 主镜直径(吋) 主镜厚度(吋) 工具板厚度(吋) 4 2/3 1/2 6 1 5/8 8 1 3/8 1 10 1 3/4 1 1/4 12 2 1 1/4 编号 代用编号 份量(磅) 80 60 1/2 120 100 1/4 220 280 1/4 320 300 1/8 600 400 1/8 1200 ----- 1/16 第二章 磨镜材料与工具 简单的灯箱电源,由两颗1.5V干电池,配上2.2V的小电灯泡组成,再加上按钮式开关掣。 精密的佛科试镜器可以参考其它书籍。 简单佛科试镜器 第三章 磨鏡基本方法 3.1 磨鏡手法 主鏡在工具板上移動的方式有數種,各有不同的用途,最常用的有下列四款。 弦線手法 (Chordal Stroke) 方法: 主鏡中心以弦線軌跡在工具板邊移動。 用途: 粗磨時用。 優點: 很容易把主鏡中心玻璃磨去。適合有經驗的磨鏡者用於要磨去大量玻璃的粗磨階段。 缺點: 弦線太短時,磨去的位置會產生一個又小又深的洞,主鏡會產生雙曲面現象,主鏡和工具板都互不吻合。所以在粗磨成形後階段必需逐步把弦線移向工具板中心,主鏡的洞才漸漸擴散至邊緣。初學者應避免用弦線手法,免得日後又要花時間修正鏡面。 正心手法 (Diametral Stroke) 方法: 主鏡中心在工具板直徑上成直線運動。 用途: 粗磨或幼磨時用。 優點: 較平均地磨去表面的玻璃,磨製出比較可靠的球面形鏡。最適合初學者,因為正心手法是最安全的磨鏡方法,並不會造成嚴重的錯誤。延長或縮短主鏡運動的距離,可分別達至加深或減少彎曲率的功效。 缺點: 長時間採用正心磨法,鏡面會產生環形區(Zones)現象。磨去玻璃的速度比弦線手法慢很多。 3.2 磨 程 磨程就是主鏡中心在工具板上移動的總距離和主鏡直徑之比。 主鏡中心移動距離 磨程 = ------------------------- 主鏡直徑 = L / D a. 全磨 主鏡走的距離是主鏡的直徑。 用途: 粗磨時用。能把主鏡迅速磨成所需的曲率。           L / D = 1 b. 半磨 主鏡走的距離是主鏡的半徑。 用途: 幼磨時用。                                     L / D =1/2 c. 1/3 磨 主鏡走的距離是主鏡直徑的三分之一。                   L / D = 1/ 3 用途: 幼磨後階段用。 祇有限度地改變曲面深度,但鏡面非常接近球面。是最理想的磨程。 例如: 六吋鏡 1/3 磨程: 磨程 ( L ) = 1/3 x 6 吋 = 2 吋 這樣磨鏡時,主鏡便是向前推 動一吋,跟 再向後推動一吋。 離心手法 (W Stroke) 方法: 主鏡中心不常常經過工具版中心,而以W字形移動。 用途: 幼磨和拋光時用。 優點: 比正心手法更快的磨鏡方法,磨出更良好而沒有散光的球面。改變W形在中央和邊緣部份的頻率便可改變鏡面曲率。 &O0132; 圓形手法 (Elliptical Stroke) 方法: 主鏡以&O0132;圓形或蛋形軌跡移動。 用途: 拋光矯正時用。 優點: 磨去不規則的玻璃面,環形區等。 缺點: 不容易學習和掌握的技術。若在粗磨或幼磨階段用,則容易產生不規則形鏡面,初學者最好不採用。 六吋鏡 1/3 磨程 正心 離心 磨程和鏡面彎度關係: 短磨程: 以正常磨法,主鏡在上,工具板在下,主鏡邊緣磨去的玻璃便快些,但鏡面曲率變更郤很少。 長磨程: 主鏡中心部份磨蝕力強,加深鏡面彎曲度。 3.3 基本磨鏡動作 鏡面能磨成球面形狀完全繫於《平均定理》即鏡面每一部份都有機會磨去同等份量的玻璃。為了要保持鏡面的對稱以避免散光現象,主鏡要經常轉動,工具板或磨鏡者亦要作相對的運動。 基本磨鏡動作三步驟 磨鏡運動週期 主鏡轉動八次(45度),磨鏡者行走六次(60度) ● 磨鏡 移動方向 主鏡和磨鏡者轉動 方向是相反的 ,即主鏡逆時針方向轉動一角度,磨鏡者朝順時針方向繞行一定角度。兩者移動的角度是不相同的。主鏡約前後磨動十次便轉動一下。通常主鏡轉動六次(60度),磨鏡者行走八次(45度)。那麼鏡板和轉動者要經過 24 次才會重新和原來起點會合。經過數次會合後可轉動工具板至另一方向,以滿足平均原則。 工作檯繪上等距線 主鏡起點地方可用膠布或塗改液畫一粗線作記號。等距線可繪在工作檯上,分別代表主鏡和磨鏡者移動角度。 工作檯畫上等距線只是輔助初學者而已,一旦工作展開,每人便有自己的工作習慣,磨鏡形式,墨守成法者磨出的鏡面可能有散光現象。磨程略有長短,角度稍有大細,主鏡和工具板相隔一定時間上下更換位置,根據平均原理,經過數百次的磨動後,磨成的鏡面更近似球面。 3.4 玻璃曲面是怎樣形成的 為什麼兩塊玻璃互相摩擦一段時間後,便變成一塊凹一塊凸的呢?這是基於兩個因素,壓力和接觸時間。 a. 壓力 在磨製時,主鏡放在上面,工具板放在下面, 中間放置金鋼砂。這樣金鋼砂又硬又尖銳的角就可以磨去接觸面的玻璃。在每一個磨程的盡頭,金鋼砂的磨蝕力便增加,因為在上面的主鏡部份離開工具板邊成懸空狀態,主鏡中央部份和工具板邊旁的壓力便相應增加。所以經過一段時間,主鏡中心玻璃和工具板邊玻璃磨蝕較快,上面的主鏡便形成凹面形,下面的工具板則成凸面形。 b. 接觸時間 其次就是主鏡中央部份 ( C ) 經常和工具板接觸,因此中心磨去玻璃的量較邊緣多。 向前移動時, C 和 B 經常接觸工具板 向後移動時, C 和 A 經常接觸工具板 3.5 磨鏡前的準備工作 a. 磨邊 未正式動工前,先用磨刀石把 主鏡和工具板邊緣磨成闊約 1/8 吋( 3mm )的 45 度斜角,避免磨 鏡時玻璃屑脫落而磨花主鏡, 而且尖銳的玻璃邊更會把手指割損。    b. 固定工具板 利用三角形木栓把工具板固定在工作 上。固定玻璃的三塊小木各相距 120 度,木塊要比玻璃塊矮。 金鋼砂 磨鏡手法 磨程 時間 測距方法 焦距 備註 日期 磨鏡  80號 弦線 壓力=最大 全 3小時 曲率深度 --->鐵尺 S=0.065" 邊1/4"未磨 *要改用正心磨法 6/11/77 黃隆 120號 正心 壓力 =最大 1/2 20分 電筒加生油 R=56" 邊1/8"未磨 6/11/77 黃隆 " " 1/3 " 燈箱加生油 R=45" 邊3/32"未磨,工具板,主鏡不吻合,焦距太短 *掉換上下位置,減少壓力 6/11/77 黃隆 d. 磨鏡計劃 磨製望遠鏡分粗磨幼磨和拋光等三個階段,每種步驟所採用的金鋼砂份量,主鏡推動頻率,磨鏡手法和磨程長短亦有很大分別,現列表說明。此表祇為初學者而設,在掌握到技術後,便應該創立自己的一套。 金鋼砂編號 每次份量 每次磨時間(分鐘) 加砂次數 磨鏡手法 磨程 推動頻率 磨鏡時間(小時) 粗磨 80 成形 80 均勻 半茶匙 半茶匙 1--->2 3--->4 20--->30 15--->30 正心 正心 全 1/2 80 80 2 2 幼磨 120 1/2 5 12--->15 正心 1/3 60--->80 1 220 1/4 5 8--->12 正心, W 1/3 60 1 320 1/4 5--->10 6--->12 W 1/3 60 1 600 1/16 5--->10 6--->10 W 1/3 60 1 1200 1/20 5--->10 6--->10 W 1/3 60 1 拋光 拋光粉 適量 30--->60 60--->80 W 1/6 40--->50 5 e. 磨量 未開始動手磨鏡時先計算好每一號砂應該要磨至的焦距,列表後,這樣在磨製過程中可省郤很多時間,養成一種好習慣,就是每逢做一件事都有計劃。焦距和鏡面深度(Sagitta)可由下列公式求得。 鏡面深度 預計磨量表 *程式由廖俊偉設計 磨量表A ( 6吋主鏡, 48吋焦距 ) 金鋼砂編號 曲率半徑 代入公式 深度(吋) 相差值(吋) 由 至 80 132 9/264 0.0341 1/30 120 132 110 9/220 0.0409 1/125 220 110 100 9/200 0.0450 1/250 320 100 98 9/196 0.0459 1/1000 600 98 97 9/194 0.0464 1/2000 1200 97 96 9/192 0.0469 1/2000 磨量表B ( 12cm主鏡, 72cm焦距 ) 金鋼砂編號 曲率半徑 代入公式 深度(cm) 相差值(cm) 由 至 80 198 36/396 0.091 0.091 120 198 165 36/330 0.109 0.018 220 165 150 36/300 0.120 0.011 320 150 147 36/294 0.122 0.002 600 147 145.5 36/291 0.124 0.002 1200 145.5 144 36/288 0.125 0.001 磨量表B由謝育群計算 第四章 主鏡的磨製 : 粗磨 4.1 磨製凹面 粗磨分兩個工作程序: 1. 主鏡磨至預計深度 ( 成形 ) ; 2. 主鏡磨成球面 ( 均勻 )。 粗磨目的就是儘可能以最快的力法把不要的玻璃磨掉,要把平面玻璃很快磨成凹形,首先要掌握 磨蝕鏡面幾個因素: 1. 壓力要大。 2. 磨程要長。 3. 推動頻率要快。 4. 換砂頻率要密。 5. 磨鏡手法。 跟 前後推動主鏡,前後來回作一次計,頻率每分鐘60次,每十次左右,磨鏡者和主鏡便要作相反方向轉動一次。 開始時,會聽見金鋼砂和玻璃互相摩擦而發出刺耳聲音,約1至2分鐘後,那些聲音便漸漸沉靜下來,這時便要更換一批新的砂了。現在只要輕輕的把主鏡推於一旁,便很容易的使兩者分離,將主鏡和工具板舊而又磨成很碎的砂粒洗理掉,用手輕輕的抹掉舊砂便可,大量碎砂便要用水洗清了。舊的砂會減弱新砂的磨蝕力,所以 每次都要清理乾淨 。清潔完後,工具板放回原處,用木栓重新固定,再重覆加新砂。落足夠份量的砂便可,如此才可以令每粒砂都可以在工具板和主鏡間移動;太多砂時,砂與砂之間便會互相摩擦至泥漿狀而直接減低磨鏡速度。每次加砂,最好先把工具板抹乾才落金鋼砂。加水不可太多,也不能過少,工具板太乾,金鋼砂分佈便不均勻,容易形成泥漿狀而減低磨鏡效率。磨鏡者只要留心傾聽磨鏡時所發出的聲音便可判斷鏡面濕度是否適中。 粗磨開始時,多數的砂會被推至工具板邊而浪費掉,不過一旦中央有凹陷,大部份的砂粒就會保存 而令到磨玻璃速度增快起來。通常經過約半小時的辛勤工作,主鏡就呈現淺淺的凹形,這時可用樣片對 光來量度。 4.3 磨製球面 經過二小時後當主鏡和樣片吻合,磨程便要縮短至半磨或三分一磨,直至主鏡和工具板吻合為止。現階段要做的工作就是要將鏡磨成一個球面,主鏡是否磨成球面,可量度兩塊玻璃是否吻合。 現介紹兩種測試鏡面吻合度的方法︰ a. 氣泡方法 吻合度可觀察在兩者之間加水後的氣泡 而鑑定。若果鏡面彎度太深,主鏡中間 和工具板可見一大個的氣泡停留在中心 位置。 如果沒有氣泡,或 氣泡大小一致,而 經幾次磨動後能均勻地散佈在工具板面 ,這兩塊玻璃便算是吻合。因為只有平 面和球面才容許氣泡在兩者之自由移動 ,所以主鏡應該是一個球面。用這方法 試鏡時,玻璃面不能加多水,稀薄的一 層已足夠,否則很難分辨實際的均勻氣 泡形狀。 4.2 測度鏡面彎度的方法 主鏡彎曲面只是圓球的一部份,圓球半徑愈大主鏡彎度愈小,圓球半徑愈小主鏡面彎度愈深。圓球半徑距離 MO 在光學上叫曲率半徑 (Radius of Curvature) R ,若果在球面中心放置一點光源,光線將會被弦線形鏡面 (Arc ) MN 反射回曲率中心(Centre of Curvature) O 位置,即球面的圓心。如果光源移離主鏡很遠的地方而變成像星光一樣的平行光線,光線便聚於鏡前一點, 光學上稱為焦點 (Focus) F ,其距離是曲率半徑的一半,這就是焦距。 主鏡要磨成一個弧面形,就要 把平面至弧面 MANB 的玻璃磨 掉,彎曲面的中心深度 AB 稱 為鏡面深度,它們的關係由第 三章鏡面 深度公式 ( S ) 中已清 楚表達出來,很明顯,主鏡彎 度和曲率半徑成反比。 粗磨正式開始,先落半茶匙80號金鋼砂,加幾滴水在工具板上,再用手指撥均勻,金鋼砂不能加太多,否則會在開始數次磨動便把金鋼砂帶去工具板邊浪費掉。隨後慢慢地把主鏡放在工具板上作圓圈形轉動數週,作用是把金鋼砂平均帶動至工具板表面。 跟看雙手放在主鏡上,用正心磨法,磨程用全磨,距離是鏡的直徑,六吋直徑計算,便是推動主鏡離工具板前三吋後三吋。施加15 至40磅的壓力。壓力大小以鏡面不至於在工具板上滑走為準。粗磨時,太過長的磨程和太大的壓力很容易把邊緣玻璃磨崩而割花主鏡,切忌心急。但壓力也不能太小,否則要花費較長時間才完成。 磨鏡者和工作檯 工作檯要比磨鏡者的腰部矮,磨鏡者傾斜一定角度,磨鏡時便可借助上身的重量以增加壓力。而且手臂和上肢是一齊前後移動的。 彎度不足夠,樣片兩邊透光,應繼續用長磨程; 樣片中心透光便是彎度太深,可把主鏡和工具板的上下位置倒放,即主鏡固定在工作 上,以工具板用三分一磨程繼續粗磨,原理可參考 3.4 章玻璃曲面是怎樣形成的。 當彎度減淺到預定的曲率半徑後,便再轉用主鏡在上的正常磨鏡力法。 正心磨法用較長的時間才磨至預計彎度,但可獲得一個平均的圓球面。當製鏡者第二次造鏡時候,粗磨階段可採用效率較高之三分一 弦線磨法 ,主鏡中心離工具板邊約一吋,所經過軌跡是二吋。 磨平邊 雖然弦線手法磨得很快,但主鏡會呈現和工具板不吻合現象,主鏡邊緣可能會完全未磨到,留下1/8至1/16吋的平邊;工具板中心則因磨不到而會形成平頂現象。不過這是正常的,在幼磨時便會逐漸磨到。 若果彎度和樣片差不多吻合,便可以逐漸把主鏡中心移向工具板中心。 主鏡和磨鏡者一樣要相隔一定時間互相移動。 a. 深度測度法 粗磨時除了用樣片直接測彎度,更可以間接用量度深度方法求出鏡面的曲率半徑。工具就是兩把尺。一把平放於主鏡面上,另一把垂直量度主鏡中心至平放尺邊的距離,代入 深度公式 ( S ) 中便可求得鏡面的曲率半徑,這種方法可省郤製造樣片工作,不過要預先計算粗磨時鏡面的深度,當深度不夠時便只需要繼續磨便可。最適用於正心手法,因為凹面半徑約等於主鏡半徑,那麼便不用每次都要代入公式。粗磨時要磨到 b. 洋燭測距法 這是量度鏡面曲率半徑方法,選擇在黑暗的地方測試。首先把鏡洗乾淨,用噴水壺噴水在鏡面上,而鏡則垂直的放在地面或試鏡台上,手持洋燭,先移近鏡面直至能用眼睛清楚的看見鏡裏面洋燭的影像,隨後慢慢地把洋燭移離鏡面,同時手中洋燭亦不斷左右緩緩移動,雙眼要留意鏡面反射影像運動方向,若洋燭在曲率中心 C 之前,位置 A 近鏡那邊, 影像會順 洋燭運動方向移動,即洋燭移向左,洋燭像亦跟隨 向左方,如圖中的 I A 。若洋燭在曲率中心之後,位置 B 時,影像便會作相反方向運動,如圖中的 I B 。當洋燭在兩者之間位置 C 時便幾乎看不見洋燭移動,洋燭的影像也看不見,只見鏡面完全被一層強而又耀眼的光佔據 ,看來像一個滿月,這就是曲率中心。量度洋燭與鏡面的距離便可求得此鏡的曲率半徑,即焦距兩倍。 c. 陽光測距法 這是測量鏡面焦距的方法。粗磨初期可用尺量度法,但深度差不多時,就要改用比較準確之陽光或洋燭法測度。作者極力推荐用陽光,因陽光方法非常容易。只需要把鏡沖洗乾淨,用水壺不斷噴水在鏡面上或塗上甘油做成一層較佳的反光面,油質可以保持鏡面反射陽光時間數分鐘。 鏡面對 陽光,然後把反射光源聚焦於黑暗而淺色的牆上,前後移動主鏡找尋最光亮最圓的一點,跟 量度光點和鏡面的距離便求得主鏡的焦距。粗磨時,光點只呈現出一團鬆散形像,直至幼磨時光點便又光亮又細又圓,幼磨 600 號至1200 號時,光 點上還可看見太陽表面雲層經過呢! 粗磨時,鏡面的反射率極低,試鏡時,鏡面反射率降低了便要再噴水。除了用水,更可以用油質,例如用甘油去增加反射率。另外還可以在試鏡前把主鏡用 320 號金鋼砂,用三分一磨程研磨五分鐘以加強反射強度。點光源除洋燭外,現在大多數的磨鏡 都選用手電筒代替洋燭。但電筒呈圓形,不易觀察影像在鏡面上移動方向,洋燭呈長形,由鏡面反射回來的像較清楚,較易於辨認方向,不過電筒光源郤 得多,亦不像洋燭般那麼容易被風弄熄。 b. 鉛筆線條方法 用鉛筆在已抹得完全乾的主鏡面上沿直徑畫上數條粗的直線,然後把主鏡放在乾的工具板上乾磨十數次,看看線條在主鏡邊和中心被磨去的速度是否一致。若果鉛筆線留在中心,表示鏡面彎度太深,要耐心地繼續用正心 80 號,1/3 或更短磨程修正, 或間中掉換工具板和主鏡位置,直至二者吻合為止。 雖然第一次磨鏡可能花比預定時間多,但能夠在開始便做到吻合的鏡面肯定是值得的,因為在幼磨階段可以省回許多時間。 粗磨後六吋鏡,焦比 f/8 的焦距應該是 66 吋。 或120mm主鏡,焦比 f/6 、焦距 760mm ,粗磨後,鏡面的深度大約是 1mm。 右圖中可見粗磨後的鏡面,像磨砂玻璃,僅可隱約看見鏡後地面的黑線。 大玻璃是十二吋主鏡,小的兩塊分別是六吋和八吋工具板。 十二吋玻璃乃坐井會杜蘇望遠鏡的主鏡,由坐井會磨鏡組研製,由作 做組長,前後共花了三年時間,於1981年完成。 十二吋望遠鏡磨製過程 坐井會的12" 杜蘇望遠鏡 如果氣泡大小不一致, 又不是均勻地散佈在工 具板面,只聚在中間, 這兩塊玻璃只可算是頗 接近吻合吧。 工具板平頂 主鏡平邊 用弦線磨法磨出來的主鏡厚度基本上不變,而正心磨法則令到主鏡損失約一分厚的玻璃,原來是六分厚的,粗磨後便只剩下五分。 陽光測距在任何磨製過程中都是最方便省時的方法。而陽光比洋燭方法較準確。沒有陽光時,粗磨階段最簡便就是採用尺量度深度方法。當磨完一段時間,量度一下深度,小於 1/30 吋的便繼續,直至約 1/32 吋便可改用陽光或洋燭法。 以上各種測距方法精密度低,陽光法的誤差為加減半吋,洋燭方法為三吋,所以在粗磨時測得的焦距大約比預計相差一至二吋就可以停止,待幼磨時用佛科試鏡器量度出較精確的焦距才再修正。 曲率半徑 132 吋,主鏡便由平面磨低了1/30 吋。鏡面深度除了用尺量度,還可以用不同直徑的銅線或鐵線放在尺下面測量。 第五章 主鏡的磨製: 幼磨 5.1 幼磨 幼磨目的有三: 1. 就是把粗磨時遺留下來的小孔逐步磨至光滑,恢復原來的反光度。 2. 鏡面和工具板磨至互相吻合。 3. 每一號砂磨到預定焦距。 注意,開始時一定要把所有的工具洗乾淨,同時用刷子把工作 上對上一號的舊金鋼砂完全洗掉,兩塊玻璃和水桶也要徹底清潔。單一粒金鋼砂也會做成災害,一條條深的坑紋,可足足要花費—、二 小時才能磨走。 幼磨時,用較短的三分一磨程和較輕的壓力。 600 號和1200 號要用更短的四分一離心磨法,短磨程更能夠把主鏡磨成球面。頻率不能太快,約每分鐘 60 至 80 次。再次加砂磨五分鐘左右,大約七、八次便完成一個磨程,聽見磨砂聲音減低或全部磨碎後,可加新砂。未加新砂前應洗掉碎了的舊砂,以免減少新砂的磨蝕力。因為舊砂的粉末會把新砂墊起,減少鏡和工具板接觸機會。一堆堆的舊砂有時會變成像粗砂的特性而會使鏡面產生一瞬間的阻力,跟 就刮花主鏡。另外由鏡邊緣脫落的玻璃碎和混有雜質的金鋼砂也會把鏡面刮花。 磨120 號時,看看砂眼是否一樣大小,小孔若減小到每方吋一、二個的話便符合標準。檢查砂眼,先抹乾主鏡面的水份,用短焦距的放大鏡或望遠鏡目鏡(惠更斯式不合用),在燈光或強光下觀看,600 號後光源可以從鏡背後透射出來。 當每號磨砂的砂眼平均直徑一樣大小便要測試焦距,焦距要測試多幾次,可用陽光或燭光方法,免磨得鏡面彎度太深,因 120號磨蝕力也頗強。鏡面的吻合度要常常用氣泡法或鉛筆法測試,幼磨後階段(600 和 1200)鏡面均勻度可用反射角方法檢查。120 號用正心三分一磨法,壓力比粗磨時略小,磨一小時便完成這階段。每階段所花費時間因磨鏡者的手法和技術而有很大的差別,總括來說,每一號砂能夠滿足幼磨的三個目的便成。 1) 吻合度 2) 砂眼平均 3)磨到預定焦距 當幼磨至220 號時,玻璃的斜邊又變得尖銳起來,這時便要再用磨刀石銼邊一次,斜角闊約1/8 吋。 這工作要在 600 號之前做妥,因幼磨最後階段的 600 號和1200 號是不適宜銼邊的,否則從佛科測試中便可以看見鏡面邊緣呈現一條條的花痕,這是因為磨刀石本身是一塊粗金鋼砂磚。若要消除花痕的話,便要由頭從 220 號開始再翻磨過。 另一點要再提醒的,就是磨程和轉動角度不要十分準確地每次都對著同一條線,否則鏡面會產生對稱性的散光現象。轉動時「差不多」踏正預先繪好線已足夠,不著意的改變磨程和角度,經過一段長時間,「平均定理」自然產生作用,把鏡面引導成球面。幼磨主要磨滑鏡面,焦距變更不多,每階段掉換主鏡和工具板上下位置兩次左右,會令到主鏡邊緣部份亦有同等機會研磨,令鏡面更趨向球形。 幼磨後階段 600 號和 1200 號正式把鏡面打磨光滑,磨砂和水份量要適中,粉末狀的金鋼砂可預先用水調成糊狀應用,至於濃度可由實踐中找尋。 5.2 檢查均勻度——反射角方法 反射角方法乃量度磨光程度和鏡面瑕疵最好方法之一,可用此方法測量鏡面均勻度。鏡面愈光滑反射角愈大,幼磨後,反射角大約 30 度至 45 度左右。 用幼金鋼砂時,兩塊玻璃容易黏在一起,所以當水份將近蒸發乾時便要重新加幾滴水才繼續工作。注意鏡子不要停止磨動,停止數秒鐘也可能令兩塊玻璃黏在一起。一旦幼磨後階段開始,在每次加新砂之間便不能隨便歇息。假若真是黏在一起,可用木塊或木槌輕輕敲打鏡邊,或放在溫水或熱水中浸片刻,再輕輕地把玻璃垂直敲擊木板。但切勿用鐵槌敲擊玻璃,或把玻璃垂直用邊緣大力撞擊石地面,這樣做很容易把玻璃弄碎,緩緩來小心點。 用 1200 號時,一定要把以前留下來的小孔完全磨掉。延長每次磨砂時間會令到金鋼砂更微細,光滑效果更理想,大約每次十二分鐘。水份蒸發乾了,用手指再加水小量,加水時主鏡和工具板不用完全離開。用1/4 離心法打磨,手和玻璃的重量已提供了足夠的壓力。若焦距已達到,可採用等距離心法,彎度太淺則 W 形在工具板旁邊頻密一些,太深則在中心位置多磨數次。這種方法可以減少掉換工具板次數。熟習這種方法在拋光階段很有用,因為拋光時已不宜把已加瀝青的工具板放在主鏡上面打光。 幼磨前階段(120 至 320),以 3 或 4 倍的放大鏡,用反射光驗砂眼。 幼磨後階段(600 和 1200),以 6 至 8 倍的放大鏡,用透射光驗砂眼。 洗淨鏡和工具板後,用手輕輕放在鏡面上揩抹, 看看有沒有塵粒留下,跟著倒金鋼砂落工具板,加小量水或直接加金鋼砂水溶液,用手指將金鋼砂很均勻的塗在工具板表面上,用手指另一目的是感覺金鋼砂隱藏著的雜質。 再多說一下,水份量太多時,金鋼砂一下子就給推去鏡邊流走,水份太小,金鋼砂成一堆堆的濃漿,不到一刻間便很難再推得動主鏡分毫,通常用手指加幾滴水在金鋼砂上便足夠。小心,金鋼砂分佈不均勻易產生局部地區性壓力而把鏡面刮花,若加上適量的潤滑劑,如 2% 洗潔精,可防止砂堆積在一起,還令它們更均勻地分散開。 好的光滑鏡面操縱於砂的質量和砂的應用技術。間中掉換主鏡和工具板上下位置亦有幫助,不過要注意玻璃邊斜角應當一早要銼平。 磨至600 號至 1200 號,鏡面和工具板之間很容易產生氣泡,加水和砂後,把鏡輕輕的推出工具板面,不要完全離開,同時要轉動鏡子,務求把氣泡完全趕出玻璃之間,那時才可繼續工作,否則主鏡面便不能均勻地和工具板接觸。 跟著主鏡放在工具板上,放下時用力輕輕的把主鏡托著,只讓部份玻璃重量壓在金鋼砂上,照平常的磨動數次,把砂平均分散開來,這時候,耳朵貼近玻璃,細心聽聽是否有尖銳的雜聲產生,若果有的話,就要立刻停止推動,拿起主鏡, 洗乾淨後,檢查鏡面後才可繼續。若每次都有可怕的怪聲,應該考慮到金鋼砂是不純淨。要首先把砂沉澱半分鐘,倒出上層溶液應用,餘下來的切不可用,寧枉勿縱,小心為原則。 600 號金鋼砂磨出來的面已頗 為光滑,可試用佛科試鏡器量 度焦距。 若果方法不正確,磨完1200 號後只能夠把鏡中心完全打光,其餘部份則薄濛濛一片,任何方法,譬如掉換主鏡和工具板位置,加長每次磨砂時間也不能矯正的話,便不要再花時間去幼磨1200 號了,因為玻璃磨破璃始終也難於改善的,應該著手製造一個軟面的瀝青工具板,去拋光可也。不過你應該明白的就是不完全磨光的鏡面是不理想的鏡面,通常情形下是不會發生的,只是無法可想時才用瀝青模方法提前拋光矯正鏡面。 經過四、五小時的辛勤工作, 1200 號完成後,鏡面呈半透明或透明狀,透過主鏡可閱讀幾吋後的文字。 把主鏡放在試鏡架上,用刀片觀看反射回來的影像,眼要靠近刀片,刀片口略為前後左右移動使刀片能沿光軸垂直地切入影像。影像和刀片口移動方向有如洋燭方法一樣。當刀片口在曲率中心 C 位置時,反射光會立刻給遮擋著,鏡面呈現淺灰色,這表示鏡面是一個完整的球面。 刀片在曲率中心之前 a 位置時鏡面便沿著刀片口移 動方向暗下來。當鏡面黑影移動方向和刀片口相反時,便是在曲率半徑之後 b 。粗略知道位置後, 慢慢移動試鏡器找尋準確距離,量度後除一半便是焦距。 先用紙把鏡抹乾,雙手持鏡在電燈泡下,降低或升高鏡面,觀看反射光。可採用任何亮度燈泡,持鏡距離奶白燈泡約五、六呎,普通燈泡一呎,電光管也可用。傾斜主鏡,使反射暗紅燈光沿著鏡面由邊緣移向另一 邊。當反射光源忽然光亮時顯示鏡面凸起;光源減弱,則這部份凹下。再轉動主鏡,檢查另一部份, 程序和先前描述一樣。球面形的主鏡,將會看見反射光亮度在中心和邊緣地區很平均。反射光在某部份有顯著改變時,表示該區有嚴重凹凸情形,需要轉換粗砂重新再磨。通常鏡面邊緣反射光比較弱,因為每一次新磨砂開始都是先磨去中心的舊砂眼,只要繼續打磨,在每一號砂的最後階段時暗邊現象便會消失。幼磨完成後,反射角檢查法應看見橙紅色的燈泡像。 檢查均勻度 燈箱方法 比較簡單的方法就是用燈箱量度曲率半徑,只需要找出反射回來燈箱旁邊最清晰的影像,燈箱上開一個 3/8 吋,約一厘米大的小孔便可。 幼磨前階段 ,只可隱約的看見到鏡後的文字。圖中主鏡上用鉛筆畫了個一吋圓圈,內裏圈了兩粒砂眼。 第六章 主鏡的磨製:拋光 6.1 瀝青模 硬碰硬,玻璃磨玻璃,很難造成光滑面。所以用以柔制剛方法,先做塊比玻璃質地軟的工具板瀝青模去打光鏡面,把所有砂眼磨走,回復玻璃原來的光滑。 原料和用具 瀝青、松香、松節油、蜂蠟、紙條、木筷子、 肥皂水、拋光粉和布等。 鑄模方法 選擇乾淨而沒有砂粒的瀝青,砸成小塊放在洗乾淨的罐裏,用火水爐或電爐煮溶。煮瀝青時要不斷用竹筷子或小棒攪拌,不要讓它滾起來。溫度過高,可以降低火力,以避免瀝青飛濺出來弄髒地方,濺出來的瀝青可用火水抹掉。而且瀝青是惹火物質,要小心處理,火爐旁邊預備濕布以備罐子裹的瀝青著火時用。防止著火方法就是火力不太猛烈,尤其是用火水爐和天然氣的更加要注意安全。 拋光時,瀝青模的軟硬要適中,檢驗硬度方法,可先把已煮溶瀝青倒少許在報紙上,持冷卻後用手指甲按它一下,看不見或用很大力才看見指甲痕的就是太硬;不用力就能按下的便是太軟了。 太硬的模會把主鏡刮花和造成扁球面。 太軟的模則容易做成雙曲面和磨低邊。 6.2 拋光 拋光就是把幼磨時留在鏡面上的砂眼磨掉。工作時雙手放在鏡中心區域,注意手指勿握在鏡的邊緣,如果太接近鏡面,熱力會令該區玻璃膨脹,打磨出來的鏡就會在受熱地方出現小孔。 許多磨鏡者加木柄在主鏡背後拋光,以防止熱力的傳導。但木柄卻會產生很多弊病,例如在磨程中途會令到鏡前端撞入瀝青模內,或在磨程末段時主鏡脫離瀝青模邊,因此而出現另一些麻煩,所以不主張採用木柄方法。 磨程同幼磨一樣,採用 1/3 W 形離心磨法。磨程不要太長,否則會產生雙曲面或磨低邊現象,磨低邊鏡面很難修正。長度最好以鏡邊緣和中心區差不多以同樣速度打光為準。磨鏡頻率每分鐘五十次至六十次。至於壓力方面,手掌本身的重量加上小小壓力已經足夠,當然直徑大的鏡另外有計算每吋玻璃應該加上多少壓力的方法。主鏡和磨鏡者轉動的方式和幼磨時相同,每推動十次使轉換位置,但不要在前後推動時旋轉主鏡。 圖中的磨鏡 是雙手交 在鏡背的,其實雙手也可平放在鏡背上的,分別在於當主鏡直徑夠大的時候,約六吋以上,平放在鏡背上好處是可達到壓力均勻分佈。細口徑鏡用雙手交 式可避免手掌壓力大多壓向鏡邊緣,比較適合五吋以下直徑採用。 拋光前,先洗淨工作 和一切應用工具,再看看瀝青模是否已割切了1/16 吋的斜邊。跟著把拋光粉調成溶液,倒約一茶匙在模面,這時用雙手挑輕放在模上,跟若用手輕輕托著主鏡,繼而推動主鏡數次,小心聽聽是否有刺耳聲音,若果一切平靜,便可以依正常程序施工,反之便要把模和主鏡再清洗一次。若果連續數次都有砂粒聲,便要考慮到拋光粉是否有雜質。最好的習慣就是把拋光粉用「沉澱法」洗淨。沉澱洗淨方法很簡單,將同等份量的拋光粉和水攪拌半分鐘,再讓其沉澱半分鐘,傾倒出上層的拋光粉溶液在另一盛器內以便日後應用,在底的雜質就不用了。上層溶液應該沒有顆粒硬物,這時可以用小瓶盛載,用時搖勻便可。至於每次加拋光粉的份量應該是多少,很難明確指定。這基於主鏡大小,瀝青模方格大小等等。通常最初用濃的溶液,以使瀝青模完全佈滿拋光粉為止,以後僅加足夠份量使可。濃的粉可以增加打光能力,不過稀的粉卻可以磨出完滑的鏡面。所以在拋光後階段便逐漸用一比二的溶液了,而開始則用大約一比一左右,隔五至十五分鐘加粉一次。 拋光時先轉動主鏡十數次以便把拋光粉平均分佈於瀝青模上,其後主鏡加上重物冷壓十分鐘,目的就是肯定模和主鏡都互相吻合,每次工作前都一定要重新用「冷壓法」處理瀝青模,若模不大合稱可改用「熱壓法」。每次工作完畢先在模上塗滿一層厚拋光粉溶液,主鏡放在上面,用濕毛巾蓋好以減低水份蒸發,不用加重物壓,這樣可保持一兩天時間免至兩塊玻璃黏在一起,同時儘量避免沙塵吹在模上。 打光最初目的就是把砂眼磨掉,所以在開始階段只要不斷打光,停下來只是為了重新加粉,加粉時主鏡亦不需要完全離開瀝青模,僅僅把主鏡推往一邊,粉溶液加在邊緣的方格便可。每次加拋光粉磨 5 至15 分鐘,直至差不多乾為止,因為拋光粉在這時才發揮它最大的打光功能,但又不能完全磨乾水!否則便黏在一起。每次拋光最少工作半小時,以便主鏡和模有時間互相吻合起來。但不能連續超過一小時,因為瀝青模受熱會變軟,造成雙曲面或磨低邊現象,最好稍稍休息一下,冷壓模十分鐘。 開始時,我們會發覺模和鏡並不十分吻合,瀝青模有時會把主鏡吮著不放,有時又讓主鏡滑向某 一方向,總之就是不順暢。不要擔心,在最初一段時間內所有新模都是這樣。 半小時後,便要檢查鏡面,洗淨和抹乾主鏡, 主鏡表面應全部呈現半透明,這樣你便可以安心繼續打光。假若鏡面並不是很平均的打光,暫時也不用灰心。例如,鏡中央部份光比邊緣打光也是正常,因為模邊方格容易被中心的壓低,同時鏡中央區域常常和模接觸亦有關。若果模硬度適中,經過一段時間打光,磨光位置便擴展至鏡邊緣。驗鏡後要冷壓十分鐘然後才可以再開始。 一小時後,瀝青方格應該表現出一致的啡黑色,若果主鏡與模吻合的話,每次推動時會感覺到有一種順滑而平均的吸吮力,活像有一層潤滑液在兩者之間。若果你這時仍然感覺有吮著或纏著情形便要重新壓模。有時拋光粉份量太小,工作環境太冷,瀝青模太硬亦有同樣情況出現。另外還要看看主鏡的邊緣是否又尖銳起來,需要時便要用幼磨刀銼一下,避免被璃碎跌落刮花主鏡。 兩三小時後,主鏡應該呈現透明狀,但當用一吋短焦距的放大鏡利用反射光細看時,你會發覺還有很多細小的孔留下,近邊緣的中央多。這時候我們還要繼續努力,直至所有小孔完全打掉為準。另外要注意,槽坑是否已經被擠在一堆,或瀝青模被壓出邊緣,有的話使要用小刀再修一修。模邊要常保持比主鏡直徑細 1/16 吋,以避免主鏡在打光時碰在隆起的部份而造成「磨低邊」現象。 五、六小時後,應該看見一個完全透明的主鏡,用放大鏡看,光源由從鏡後照射,若沒有小孔,拋光程序便算完成了。較精細檢查鏡面的打光效果方法是用 500 瓦燈泡,傾斜 45 度角,用肉眼檢查鏡面瑕疵,至於霞氣花痕便會無所遁形。完全打光後,主鏡看來比新購回來時的玻璃還要光滑。 以上講述某段時間將會出現的情形,只是提供一幅普通工作進展的圖畫。每一個磨鏡者都有自己的工作特色,有的同好兩小時便完全拋光了,另外一些同好打光整個月也見鏡中心有霞氣一團。只要你瞭解整個打光過程,掌握其中修正技術便很足夠了。 經過數小時的辛勞工作後,有時卻沒有這樣幸運,你仍然會發覺中央或邊緣始終有一區域完全不打光,慢慢來不用心急,先研究成因再用不同技術去矯正。暫時,我們只靠肉眼觀看反射光源,檢查鏡面的反光程度表現的特徵而進行修正。 好彩的是,若幼磨跟著建議的方法一步步做, 很難會發現畸型鏡面的。 正常情形下,六吋鏡需要拋光六小時,八吋鏡的約十五小時。 當你拋光完畢,鏡面的小孔、花痕、灰色霞氣等,若果不是太多太大的是不會影響鏡的質素。長焦比望遠鏡,6 吋 f/8,只要求一塊球面主鏡,原則上,你正確地跟著步驟做的話,你可以說完成了,一塊已拋光的鏡便是一塊完成了的主鏡。對於一個初學者,嘗試磨製第一塊鏡時,我們是不能要求太高,先把它鑲在筒裏,看看自己的成果,有興趣才再改良,相信更引起初學者的趣味。 拋光足夠的主鏡面 拋光未足夠的主鏡面,整塊鏡面 呈現灰色霞氣, 可以見到中央區的電光管現暗紅色,反光率比邊緣區弱。 左上的主鏡面拋光未足夠,觀看鏡後的字體時顯得矇矇矓矓。 右下的主鏡拋光足,鏡後的字體非常清晰。 實際上,主鏡應該是拋物面,但磨製這類鏡面並不容易,不能單靠運氣,而是要很多時間和多次光學測試去矯正才能夠完成。當然,如果我們要磨製第二塊時,便一定要向光學測試和鏡面矯正這一關挑戰。 鏡面未完全拋光時出現的問題和解決方法 1. 中央部份打光 正常情形,可以繼續。 2. 環形區不打光 瀝青模和主鏡不吻合,用熱壓法處理後再打光。 3. 邊緣打光 模中央低陷,用熱壓法或重做瀝青模。另外主鏡可能是雙曲面,若果瀝青模吻合的話,便要考慮是否要重返幼磨,留意每一號砂都要做到主鏡和工具板吻合。 4. 邊緣不打光 這是磨平邊現象,大多數是幼磨時邊緣的砂眼未完全磨走,便換新砂。繼續打光,沒有改善的話,便一定要重回幼磨,由120號砂開始,每次轉換新砂前,都要詳細驗查鏡邊的砂眼,符合每方吋一至二粒砂眼才可換砂。 ◎本頁最後更新日期:08/22/2007 22:57:00 ◎本頁最後更新日期:06/18/2002 05:26:26 在這段時間裏同時要準備一張硬紙條或薄鋁紙,用舊報紙摺幾重也可以。它的闊度比工具板大 1/4 吋。注意,工具板厚度應該比開始時略為薄了,紙條總高度要略調整一下。紙條的長度以能夠把工具板圍成一周為準,大約是鏡直徑的三倍半。 太厚的瀝青模,吻合困難;太薄的瀝青模則難製造。通常瀝青模的厚度是 1/4 吋至 1/16 吋 ,約 6 mm。 刻槽前,預先在瀝青模用筆繪上方格。造完坑紋後,把工具板和主鏡重新放在熱水中浸,瀝青軟了後,拿出來再加上一層一比四的拋光粉溶液,又加上重物熱壓五分鐘,壓完後部份坑紋可能會消失,用刀仔重新修槽,以水作潤滑劑,不過一定要等待瀝青模溫度降低後才進行,可以用和室內溫度相同的自來水凍之。主鏡和瀝青模切忌用猛火燒軟,這樣瀝青模便因接受不平均的熱力而變形。可放在約110 度C的焗爐內,直至看見瀝青模面光亮或軟化便可拿出來。正常情形下,經過三次翻修,假若模和鏡面完全的吻合便大功告成。最後一兩次修模可用「冷壓法」,即是省卻熱水浸步驟而直接用重物壓,重量可增加至二十磅,壓二十分鐘。 其它的壓槽方法就是用一塊壓槽膠模(Rubber mat ),或壓槽機。還有用鐵棒,燒紅後直接在瀝青模上造出槽坑,做好一排後,再轉 90 度做另一排。 鑄瀝青模時出現的問題和解決方法 a. 氣泡 佈滿氣泡的瀝青模出現是煮瀝青的火力太猛, 氣泡又沒有足夠的時間讓它們完全離開便倒瀝青在工具板上。應該用慢火煮,火力要適中,既要使之溶化,但又不能讓之滾起。 b. 低陷區域 瀝青模有部份地方陷下,可能是洗潔精的大氣泡的傑作。加溶液前便不要攪動得太厲害,放重物前把所有氣泡趕掉。有時旋轉主鏡,由工具板邊逐漸向中心推進亦可避免大氣泡。 亦有可能是瀝青不足夠,這現象多數出現在工具板邊緣區域。補救方法就是用匙倒適量瀝青溶液在這些地方,重新再壓。瀝青不宜過多,否則很難修平模面多餘部份。 主鏡猝然的平放在半凝固狀態的瀝青面也會圍 困著大氣泡。用輕輕力放下,然後慢慢轉動主鏡便可解決。瀝青模面小小陷落部份可以用普通的蠟填補後再冷壓。 氣泡 c. 軟模 主鏡在最初推動時,黏起瀝青,可能是瀝青未硬化或太軟。重新嘗試找尋最適當凝固時刻才放上主鏡。通常在氣溫30度C以下,四分鐘便已足夠,太久瀝青模會變得頗為硬,沒有足夠時間壓出吻合面。炎熱夏暑的中午時間最不宜鑄模,加上成斤松香也沒法改變得硬一些,靜候陰涼寧靜的晚上再試一趟。 瀝青塊模(Pitch Squares) 塊模最宜於製造彎度深和直徑大的拋光模,基本原料仍然用瀝青,不過並不是整塊一次鑄成。首先做批瀝青塊,然後一塊一塊的黏合在工具板上,跟著像普通壓模程序,用熱壓法把模成形。預製瀝青工作手續比較多,但卻可獲得吻合度最好的模,著名製鏡者卡拉卡(Clark)和域士(Ritchey)都是採用這種方法。 拋光模還有用布造的和紙造的,分別為眼鏡片商和早期製鏡者所採用,拋光後都遺留下像檸檬皮一樣的瑕疵。雖然拋光模有許多種,但大家都要清楚一件事,就是所有價錢貴,質素高的光學製品全部都是用瀝青模拋光的。 6 吋鏡一吋方格,1/4 吋闊槽坑。 再在主鏡背上加上約十五磅或七千克的重物,為了避免壓壞主鏡,最好在鏡背上先放上木板或厚紙。熱水浸後壓主鏡的叫「熱壓法」,每次約壓五至十五分鐘,不要壓得太久,否則玻璃和瀝青模會黏在一 。 壓鏡時,要注意是否有充足肥皂水。肥皂水,洗潔精溶液,或拋光粉溶液有潤滑作用,使主鏡和瀝青不會黏在一起。另外,看看工具板是否放在水平位置上,否則完成後的模便有厚薄,還可能在壓模中途主鏡滑下來,這樣不均勻的模在拋光時會造成不便。 這時部份瀝青會被壓出工具板邊緣,暫時可以不加理會。待壓模完成時後,用鋒利的小刀把鏡邊溢出來的多餘瀝青切掉。其後拿開主鏡,在模上用小刀或木鑿在模刻上1/4 吋約 6mm 闊的 V 形槽坑便完成整個鑄模手續。 當瀝青溶化,軟硬度亦檢驗之後,便從熱水中拿出工具板,抹乾後,用紙條沿邊緣圍成一圈,用膠紙貼好後,固定在工作 上。跟著熄火,用鐵鉗把罐子拿下來,待瀝青不再滾或氣泡消失後,大約數分鐘,才慢慢地將瀝青倒在工具板上,由中間開始。 注意不要立刻倒熱瀝青在工具板上,否則太熱的瀝青會把玻璃弄裂的。 約二至四分鐘,瀝青模便在半凝固狀態中,這時主鏡和瀝青模表面均塗上肥皂水或 1% 清潔精溶液或拋光粉溶液 。 拿起主鏡,再加上適量肥皂水,放回主鏡時要趕掉氣泡。 硬的瀝青模可加上一兩滴松節油,用竹筷子調勻再煮,軟模可把瀝青猛火煮多一段時間,作用是把多餘的瀝青溶液蒸發掉,猛火煮瀝青時,你將會發覺黃白色的煙冒出,小心避免著起火來。另一方法就是加少量松香在瀝青裏一起煮。選購工業用的瀝青做模的要留意,通常瀝青裏的溶液比較多,瀝青比光學瀝青軟很多,加松香效果不顯著,最好用猛火煮數分鐘後才試軟硬度,若果倒出瀝青後要十多分鐘才在半凝固狀況的,瀝青大多數是太軟,應該再猛火煮多一段時間後,再試硬度才可做模。可能的話,在瀝青裏加進 5 至 10% 蜂蠟,蜂蠟瀝青模特別爽滑,又不會動手,刻槽紋時容易很多。 煮瀝青時,可把主鏡和工具板放在熱不燙手的水中,約攝氏 50 度。因瀝青在凍的表面凝結得很快,沒有足夠時間壓成和鏡面吻合的曲面。熱的玻璃則延長鑄模時間,而製造出接觸優良的瀝青模。 槽坑 瀝青模上刻槽坑的原因有三: 1. 使拋光粉和水有地方貯存和流動。 2. 槽坑引進空氣,防止玻璃互相吸吮。 3. 最重要的就是讓瀝青在被壓時能夠有地方舒展,避免瀝青擠向模邊緣。 這塊120 mm 直徑的瀝青模刻上了20mm 大的方格 瀝青模用了有氣泡的瀝青鑄成,完成的模上留下一個個的小孔。 然後主鏡輕輕地放在瀝青模上,用力壓一會兒,隨後以平常磨鏡方法推磨十數次,直至瀝青開始硬化為止,磨程不能超過二分一,以免壓掉邊緣的瀝青。 注意,槽坑不得經過鏡心,鏡中心也不能在四方格子的中心,應在格子的角,鏡中心約離槽邊 1/4 個格子闊度,因為對稱的槽紋在拋光時會產生對稱環形面。格子大小視鏡直徑而定,6 吋至 8 吋直徑的可用一吋方格,10 吋至12 吋鏡工具板的格子約闊一吋半便足夠,太大的格子又會產生環形後果。通常我們避免拋光時磨低邊,都會在修模時把模邊緣切成45度,闊 1/16 吋的斜角。 第七章主鏡面的測試和修正 7.1 測試鏡面 首先把 佛科試鏡器 放在主鏡曲率半徑位置,把反射回來的光源自左切入,觀看鏡面影像濃淡變化,有如光線自鏡右面斜斜地照到物體上產生影子,隆起的地方被照亮,沉落下去的就暗下來,活像山 和峽谷。 其實是射回來的光源因應鏡面的不規則形狀或傾斜角度而向不同方向反射。刀片把一部份光源完全擋著而另外的則順利通過,所以鏡面有部份地區呈現黑色,其它的呈現淺灰色或完全光亮的情形。佛科試鏡器只放大縱方面的缺點,橫方面的完全和主鏡大小闊度相同。微小缺點已能夠產生很大的反射誤差,差距愈大,放大程度愈明顯,黑暗區愈分明。 跟著研究鏡面出現的形狀,這時我們要把它們看成是立體的東西。你將會發覺到刀片移動向鏡子時,鏡面會隆向刀片,移後時鏡面便慢慢凹下。一塊相同的鏡面,當刀片移在不同位置時會產生不同的形狀。例如看扁球面,近看時隆起,移離時看見中心地區下陷,那時用何種手法修正便無從決定。所以我們一定要清楚各類形鏡面出現的原因,以便掌握正確矯正方法。 還有一點要提醒一下的,就是佛科像並不是鏡「真實形狀」,只是一種 「表面形狀」而已。我們利用這些「表面形狀」去繪出構想圖,於是修正鏡面便有正確的參考贊料。當然, 大家最好能夠對鏡面的真實形狀有透徹的認識。 扁球面 試鏡要點 1. 放置主鏡的架要穩妥,以免測試途中主鏡掉落地。 2. 預先量度曲率半徑距離,並在測試抬上作記號。 3. 試鏡地點不要全黑,有小量光源會產生更佳的反差效果。 4. 眼睛要盡量貼近刀片,離得太遠時你只看到蝴蝶形狀的影像。 5. 用點光源的試鏡機有時會看見自己眼球內液體流動情景,試鏡時產生很大困擾,可能把這種生理現象誤會為粗糙鏡面。所以測試時,眼睛離刀片不多於半吋。戴眼鏡的朋友,可以改用裂隙光源,以抵消這種反射情況。若配戴隱形眼鏡的朋友常常檢驗不出鏡面的準確形狀,便要檢查一下是否鏡片屈光度數不對。 6. 試鏡機的刀片和主鏡光軸要在同一平面,方法之一 就是把試鏡機推近鏡面,看看光源在鏡裏的位置, 隨後緩緩移動試鏡機以保持光源在鏡中間。光源離開刀片口的,便要稍稍調節主鏡的反射角度。 7. 影像光暗區域是有層次的,即由光逐漸至暗。明顯劃分光暗區的,表示鏡面缺點很顯著,要立刻停止原來磨鏡方式,想辦法矯正。 8. 分析鏡面形狀,最好察看不同刀片口位置影像。但許多時只要看看每種面的特性陰影像便可知曉,通常是指在平均焦距 c 位置的影像,圖中用方框圍的像。 9. 扁球面和雙曲面影像圖非常相似,不過位置不同而已,要小心測多幾次。拋光時,各位將會發覺到的就是鏡面缺點許多時會一併出現,山 內又會出現小洞,凹凸環也可以在同一鏡面產生,簡直令你難以置信,而修鏡最重要是試鏡所提供的正確資料。 最後要補充的,就是為了表示各類形鏡面的差別,曲率半徑的誤差值是極度誇張的,實際上的數字是以毫米計算。 7.2 修正鏡面 「釐清先於修正」乃矯正鏡面最重要的步驟,所 以一定要先認識清楚鏡面真正缺點的成因。指導你的老師就是你自己的「普通常識」,若果你常去想想磨鏡手法和瀝青模對於鏡面的影響,那麼你因修鏡而引起的煩惱便自動減少。在修正過程中,要常常想像把鏡面修為刀片口顯示出的「平面」現象。例如,似凸出來的山丘,中央區應該比其它區磨去玻璃的份量多。修正時候,更要考慮好幾個因素︰壓力、拋光時間、磨程、工具模表面的形狀、工具模的大小和拋光速度。每種因素並不是獨立的,是互相關連的,互相影響的。所以要視乎鏡面的形狀,而採用不同的技術。 1. 磨低邊 低邊是鏡邊緣的焦距比中央區長,其成因有許多 ,主要的如下: a. 在鏡兩邊加壓不平均。 b. 磨程太長。 c. 模太軟。 d. 幼磨不小心做成。 若果由開始便採用 1/3 磨程的,很少會出現低邊問題,基本上是由幼磨階段粗心所致,未詳細檢驗鏡邊緣的大砂眼便跳入下一號砂。可以持續用 1/3 正心磨法,每次十分鐘便測試,有進展時便改為五分鐘週期,直至完全修正為止。亦可用短磨程配合硬模,以窄1 /4“ w ”形磨法,每次五分鐘,冷壓後再重覆三次。若果經過長時間也沒有改善,便要返回幼磨。 模上鏡下方法: 模在上,利用模邊作工具,右手加壓,左手扶持和轉動瀝青模但不需要加壓力,以 1/4 弦線手法磨鏡。磨鏡者繞工作台轉兩圈才轉動主鏡 90 度。 磨低邊 右手加壓 磨高邊 左手加壓力 2. 磨高邊 很少有嚴重高邊出現,而且也比較容易矯正。用長磨程,每次週期約二分鐘,經過幾次後還沒有改善的便停止以避免鏡中央又磨出小洞來。 模上鏡下方法: 左手加壓力,右手轉動主鏡,小心點,因為此種方法很容易做成磨低邊的。 3. 扁球面 磨程太短,長期採用正心磨法,模太硬等都是做成扁球面的原因。用 1/2 或 3/4 寬 W 形手法,磨五分鐘,冷壓五分鐘,重覆三次後試鏡。若果有小洞時便要縮短磨程。 4. 雙曲面 長磨程和軟模是雙曲面形成的主要原因,用 1/4 短磨程矯正。 模上鏡下方法: 用1/4 W 形手法磨雙曲面的「 」,右手加壓於 頂,左手轉動主鏡,若果曲度平滑的話,可直接磨成拋物面,否則便要先修正為球面。模上鏡下而施加壓力於模上局部區域的方法,我們稱之為「定位打光器」方法。 5. 環形區 主要是瀝青模產生問題。凸環由低陷的方格引起,凹環則由於方格昇高。亦可能是某方格加多了一層其它不清潔的雜質,諸如塵埃或拋光粉等。修理瀝青模當然是最貼切方法,用熱壓法或長時間的冷壓法處理,然而開始便發覺有環形區,便要考慮方格中心是否太接近模中心。 細模方法: 凸環易消除,正當地用把凸環區放在模邊上用 1/4 磨程便可,頑固的凹環則要用細模方法,模的直徑為原來的三分二,模上鏡下,加壓於模邊,以磨去圍繞環狀的高起地區,有改進時,便立刻改用大模。 6. 山丘 用 W 形手法磨程為山丘的半徑。用意是使山丘直接在模邊磨動,玻璃本身重量提供的壓力已足夠。冷壓五分鐘磨三分鐘,注意主鏡每次一定要完成一週的轉動,通常經過兩週後,山丘便會被削平( a )。另外可用三角形蠟紙把模邊壓低,以減少該區的接觸面,用 1/3 磨程,這樣中央區被磨去的玻璃便比邊緣多( b )。 7. 洞穴 把模中央部份壓低,以減少該區的接觸乃矯正洞穴的基本概念。用剪成星形的蠟紙放在熱模上,加壓冷卻後拿開星形紙,用1/3 正心磨法,磨動十五分鐘,以便把大量玻璃磨掉,以便保持原來的焦距。因修山丘過度而形成的洞可用正常模配 1/3 正心法矯正( a )。 細模方法 模上鏡下圍繞洞穴在高起的地方磨動,以橢圓形手法的效果最理想,最後亦要改用大模處理( b )。 8. 粗糙面 鏡面不平均多數起因於磨動太快和模不吻合,或模溫度未降至室溫便開始磨鏡等等。 而每次磨鏡週期太長造成模變形,使部份方格受熱膨脹也可以令鏡面磨得不均勻。冷壓模,減慢磨動速度後再試鏡。太深的研磨痕,無可避免的要重回幼磨的工序了。 修鏡要點 1. 常常試鏡。 2. 每次修鏡時間要短,約三至十五分鐘。 3. 每次工作時,主鏡或磨鏡者要完成全週期繞動。 必要時,可以用膠布貼在鏡背作為起點。 4. 熱壓後,冷卻二十分鐘以上才可開始工作。 5. 小心運用瀝青模。壓力大小,磨鏡手法,模方格大小和形狀等都會改變它的脾氣。 6. 「定位打光器」方法祇適合經驗比較豐富的磨鏡者,不善用的話,會令鏡面產生更複雜的問題。 所以對於初學者,最安全夠步驟就是簡單地改變磨程或延長拋光時間。 經驗乃治療鏡病的最佳藥物,所以磨鏡者都必須擁有自己的修鏡記錄,記下鏡面的形狀,修鏡時用的方法。磨程、壓力、磨鏡時間等等。事實上翻查研究記錄乃磨鏡者成功的秘方。 佛科像圖解 磨低邊(Turned-down Edge) 每次測試我們都會看見干涉光環圍繞鏡邊,當刀片自左切入時,左半邊光環消失,右邊仍然強烈地照耀的話,便是磨低邊現象。如果切入時鏡邊緣仍然有一個光環,此鏡便沒有低邊象。 佛科影像 光環 光環 干涉光環圍繞整塊鏡邊 磨低邊 中央區有 研磨痕 眼睛要盡量貼近刀片 扁球面 雙曲面 佛科影像圖集* 拋物面 扁球面 洞穴, C 位置 凹環形區 拋物面 中央有山丘 粗糙面 注意:以上的佛科像是以刀子自左切入的,若果光線來自鏡左面,刀子則是自右切入,那麼佛科像便左右相反了。 *取材自 ATM,Handbook for telescope making, How to make a telescope,天體望遠鏡e工作百科(日文). 磨高邊(Turned-up Edge) 就是鏡邊緣的焦距變得短少。刀片切入,光輪左強右弱,與低邊剛巧相反。 球面 光源垂直照射在鏡面,再反射結集成一點,即使用小刀片切入,亦不會做到有濃淡的現象,鏡面呈現均勻的淡灰色,看上去活像一塊平面刀片橫切入曲率半徑時出現正邊現象。 扁球面(Oblate Spheroid) 鏡中央區焦距長,影像與磨高邊現象頗相似,不過磨高邊的光邊只有數毫米,而扁球面則闊數厘米以上。扁球面又稱二重球面。 山丘 影像和扁球面相似,但只有中央區特別突出,該區有著明顯的光暗部份。刀片口切在外區焦點位置 b 時較容易分辨。 雙曲面(Hyperboloid) 扁球面和雙曲面很相似。分辨兩者方法主要在觀看平均焦距像的位置 c ,光暗面剛剛相反,像鏡子的倒影,雙曲面外區左暗右光,中央區左光右暗。當然,移動刀片位置,小心察看不同位置形狀時,將會更加容易判斷扁球和雙曲面。 洞穴 扁球面和雙曲面若果是一對,那麼山丘和洞穴亦可以說是兄弟。他們也有鏡子倒影的特性,洞穴影像是左光右暗,最易是觀看焦點 a 地區。分辨這對兄弟要特別小心,弄錯的話,修改鏡面便愈搞愈糟的。 拋物面 ( Paraboloid ) 拋物面和雙曲面的影像圖一樣,只不過雙曲面光暗區比拋物面明顯而已。 環形區 環形有凹或凸的,闊度很窄。輕微情況的很難在陰影像中分辨凹凸。 粗糙面(Dog Biscuit) 鏡面佈滿不平均的暗淡區,以其形似狗吃的餅乾, 故俗稱狗餅形。有時候鏡面還會出現車輪狀或放射狀的研磨痕,或像流星雨似的花痕等。 [hr] 雙曲面 扁球面 中央有洞穴 磨低邊 中央有洞穴 和 研磨痕 凹環形區 中央有洞穴 凸環形區 中央有山丘 研磨痕 研磨痕 但佛科試法最敏感是測度平均鏡面,即鏡邊的三分一地區,所以觀看低邊並不很容易。因此,很多時會採用另一種改良的「羅基方法」或「光柵法」(Ronchi Test)。用裂隙光源,把刀片移入曲率中心一吋,橫切入鏡面,觀看刀片邊干涉線條彎曲形狀,向鏡中心內彎便是磨低邊,線條垂直而伸張至邊的表示無高低邊現象。 低邊 光柵像 干涉線條 低邊其名稱由來,就是這些線條在鏡邊彎曲。磨低邊就是鏡邊數毫米地區焦距比中央長,實際上就是鏡的角被磨平了。 佛科攝影像 主鏡 12吋 f/4 照相機焦距135mm f/4 曝光3分鐘 菲林柯達Trix 攝影: 黃隆 眼睛太遠刀片時看到蝴蝶形的影像 [hr] 第八章 主鏡的磨製 : 拋物線化 8.1 磨製拋物面 磨製拋物面和拋光差不多,拋物線化只不過採用長磨程的W形手法。有經驗的磨鏡者,順利的話,用五分鐘便可完成拋物線面! 長磨程可以縮短拋物線化時間,但很容易做成雙曲面,折衷辦法就是應用不太長的磨程,以大約十分鐘時間完成整個程序。理想情形下,主鏡磨兩週後便可以測試到拋物面的特徵——山 和峽谷。正常的拋物面出現的話,你便可以繼續拋物線化,假若相差太遠的話,便要再把鏡面修正回復球面,矯正方法可參考第七章。 拋物線化最重要的是經常保持瀝青模和主鏡面吻合,所以先加重物二十公斤,熱壓瀝青模五分鐘,跟著拿開重物讓其散熱十五分鐘,肯定冷卻後才磨鏡。拋物線化時,兩手緊握著鏡邊,母指放在鏡中心,盡量避免身體熱力傳導至主鏡。用一比二的拋光粉,以每分鐘40次的 W 形手法,磨動兩週後便試鏡,每次主鏡返回中心時就轉動一角度,當轉動一週後,便需要將瀝青模向相反方向移動某一角度,以避免產生散光現象。試鏡後,要再冷壓瀝青模十分鐘才可繼續工作。 在瀝青模面平均磨動 A ,是正常拋物線化方法;修正鏡面時,只






最近製作了一部光譜望遠鏡, 雖然還沒完工, 先在此與大家分享. 首先看它的外貌: 前段是普通的折射望遠鏡, 90mm口徑, 560mm焦距: 後段才是光譜儀: 光譜儀的內部長這樣: 由望遠鏡收集的光線由下方進入, 聚焦在狹縫上(約25micron), 穿過狹縫的光線由準直透鏡折成平行, 投射到反射式光柵(1200grooves/mm). 光柵將入射光線依波長反射到不同角度, 相機將它們成像在感應器(CCD, CMOS, 或底片), 就成了光譜照片. 這是另一個角度的樣子: 為了便於瞄準目標, 在狹縫之前加了一個反射鏡, 毛玻璃, 目鏡模組: 從光譜儀入口看, 瞄準目標時反射鏡將影像投射在毛玻璃上, 由目鏡觀察對準: 之後將模組壓下, 影像便投射到狹縫上: 整個光學路逕大約如下: 想進一步瞭解細節的話, 我建議閱讀Ken M. Harrison著的Astronomical Spectroscopy for Amateurs. 試拍了幾個目標, 這是台燈: 再來是兩盞不同的路燈: 還有藍天: 白雲: 就先這樣啦. 這幾天把前篇光譜望遠鏡未完成的部分補完, 同時作了一點小修改. 請看結果: 首先, 加了調焦座, 不過調的是前半截物鏡的部分, 跟一般望遠鏡不同: 再來是加上內紅點尋星鏡, 方便尋找目標: 貼上親子觀星會的Logo, 裝上鳩尾板: 這樣就可以架到赤道儀上了. 至於光譜儀部分, 主要是修改瞄準目標的方式. 改成目鏡直接觀察狹縫附近的影像, 想法如下: 反射鏡的位置在狹縫上方, 沒有擋到望遠鏡的成像, 可是反射的角度要調整成可以由上方看到狹縫附近的成像區域. 為了增加影像亮度特別貼了一片白紙, 還畫了兩條線標示中心位置. 從光譜儀入口看去就像這樣: 中央垂直短線就是狹縫所在. 上方約三分之一的黑影就是反射鏡的背面. 從上面看: 右邊的反射鏡反映出狹縫附近的區域. 在蓋子上固定放大鏡就可以直接看到目標是否照在狹縫上了. 另外, 為了觀察無狹縫的效果, 剪了一片每厘米500條線的透射光柵貼在鏡頭後方, 直接對著光源拍照也可以拍出光譜. 這是貼了透射光柵的鏡頭: 附近的路燈: 在晚上用光譜望遠鏡拍到光譜: 用加了透射光柵的鏡頭來拍, 結果變成: 另一盞燈, 就是下面照片正中央的方形燈: 光譜望遠鏡拍的結果: 用透射光柵鏡頭來拍: 原文地址: http://www.photosharp.com.tw/BLOG20/Article.aspx?m=402529&id=18606 http://www.photosharp.com.tw/BLOG20/Article.aspx?m=402529&id=18730



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