天文滤镜

对于当代光学（包括紫外和红外）天文观测来说，鲜少有滤镜缺席，哪怕是所谓的真彩色照片，也是多色合成的结果。说到滤镜的用途，Canada under the stars网站作了精辟的总结：阻隔部分光线，揭示更多的细节。这其中包括天体的谱信息、元素分布，还有只能通过某一狭窄波段才能看到的结构。

滤镜的第一次应用要归功于英国物理学家詹姆斯·麦克斯韦。1861年，他利用红、绿、蓝三种颜色的彩色玻璃分别拍摄了同一组布带的黑白照片，并将三张底片合并在一起，得到了世界上第一张彩色照片。

1909年，英国发明家Frederick Wratten开发了专门面向摄影用途的彩色滤镜，随之该体系成为行业标准并沿用至今，这就是摄影者耳熟能详的雷登滤镜系统，而业余天文观测也少不了雷登镜的身影。

第一张彩色照片的原始底片（下，图片提供：Peter Stubbs）与合成图（上，图片提供：National Geographic）。

但摄影用滤镜终究还是与专业天文滤镜有所区别的，设计后者的目的不是为了拍摄看起来更漂亮的照片，而是为了从天体图象中提取更多的有效信息。因此专业天文滤镜不会象雷登80或81那样以改变色温为宗旨，更不会有渐变、星光之类的特殊效果。此外为了保证各个观测者之间的数据交流与归算方便，天文滤镜对响应曲线标准的把关也要比摄影滤镜严格得多。

描述天文滤镜性能的指标包括透射率曲线、平均波长和通带半宽。透射率顾名思义；平均波长是利用透射率曲线对透过波长求得的加权平均值；通带半宽指透射率达到最大值之半所对应的波长范围。根据通带半宽，总体上看，天文滤镜可以分为宽带、中带与窄带三大主要类别。

再说说滤镜的基本材料。最传统的是玻璃，主要通过溶胶或金属离子两条途径染色制备，分为长通、短通和带通几种。长通玻璃的作用是阻隔短波而允许长波通过，短通玻璃的作用与此相反，带通只允许波长在某个范围之内的光线通过。合理组合不同种类的玻璃可以获得不同的透射率曲线。但对于现代滤镜来说，在彩色玻璃的基础上往往还要镀以干涉膜，通过选取合适的镀膜材料（如硫化锌、硒化锌、金属氧化物等）和厚度，来达到让某一波段的光线因相长干涉而增强，而其余辐射因相消干涉大大衰减的目的。

宽带滤镜不妨先介绍UBVIR系统。这里U指平均波长3500埃的紫外光，该波段大致在3000埃的大气吸收处截断；B指4300埃的蓝光；V指5500埃的可见光（绿光）；R指7000埃的红光；I指9000埃的红外光，各滤镜的通带半宽由几百到几千埃不等。该系统起源于20世纪50年代美国的麦克唐纳天文台，早先只有UBV三个波段。因为此标准最初是Harold Lester Johnson和William Wilson Morgan使用该台的0.9米望远镜订立的，故又称为Johnson-Morgan系统。

为了有效地转化不同观测者之间的结果，UBVIR系统其实不仅仅定义了滤镜，对于影响系统总响应函数的因素如望远镜材料、观测站台址条件和光度计等等也有要求，当然还有标准星的定义。不过这其中滤镜无疑是最核心的因素之一。传统UBVIR滤镜只是彩色玻璃，但现在也有结合干涉膜的新式滤镜，可以在增加透射率的同时将透射曲线修正成近似平台形。新旧体系差异较大，在使用时需加以区分。

传统UBVIR滤镜（左）与新式干涉UBVIR滤镜（右）的透射曲线，后者可以透过可见光波段的大多数辐射。（图片提供：Asahi Spectra USA Inc.）

UBVIR滤镜的一大应用是多色测光，并求得天体的色指数，以此获取温度、光谱型、金属丰度等信息。类似的系统是斯隆数字巡天滤镜，包括u’（3500埃）、g’（4800埃）、r’（6250埃）、i’（7700埃）、z’（9100埃）五个波段，为照顾暗弱天体，其半宽的选取甚至比UBVIR还要大。与UBVIR类似，斯隆系统采用配备干涉膜的彩色玻璃制作，短波截断也选在了3000埃波长处；滤镜本身长波没有截断，但考虑CCD的性能，实际观测的波长上限设定在11000埃。g’和r’波段的分隔考虑了夜天光的O I线（5577埃）和Hg I线（5460埃），i’波段与z’波段的交接处则对应水蒸汽的吸收区。由于斯隆的影响力，该系统大有后来者居上的架势。当前已经有斯隆标准滤镜出售，哈勃空间望远镜的先进测绘照相机也配备了除u’之外的其余4枚滤镜。

来源：http://bzhang.lamost.org/website/archives/modern_instr_filter/