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/