前言
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一个国际天文学家小组利用智利及澳大利亚的
巨大望远镜量度位於剑鱼座的红巨星剑鱼Ｒ 它的视直
径比任何其他的恒星为大（当然是除了太阳） 比占据
全天最大地位七十五年的参宿四还要大三成
测量恒星的尺度
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由於恒星距离我们相当遥远 要测量它们的尺
度一点也不易 例如 我们把太阳放在最接近太阳的恒
星那处（接近四光年） 相当於把一个一马克硬币放在
五百公里外 它的大小只有百分之一弧秒 对於最强的
天文望远镜来说 量度这麽细小的角度仍然是一项富挑
战性的工作
理论上 解像力随著增加望远镜的直径而提升
而事实上 踪使地面望远镜的直径有十米之大 它对
於可见光的解像能力与一台口径二十厘米的望远镜相距
不远 主因在於大气层扰动或湍流所造成的星光 了浮?
它把细致的影像变得模糊 阻碍了天文学家的研究
第一颗被测定为最大的恒星是猎户座的参宿四
它的角直径是在二十年代初期由阿拔·米高逊及其小
组利用加州威尔逊山的胡克望远镜测定为一千分之四十
四弧秒 现在 它保持了七十五年的地位拱让了给剑鱼
Ｒ
剑鱼Ｒ距离我们二百光年 是一颗周期三百三
十八天的变星 光度变化由最亮时的四·八等至最暗时
的六·六等 最亮时我们可凭肉眼看到它 可是在最暗
时却须要利用小型望远镜才能找到它
ＮＴＴ干涉观测
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一九九三年八月 天文学家小组利用三米半Ｎ
ＴＴ新技术望远镜指向剑鱼Ｒ 当时把ＮＴＴ盖上一个
剑鱼Ｒ 当时把ＮＴＴ盖上一个
不透明的上盖 在上面三·三米直径处排布了七个直径
二十五厘米的小孔 刚好比上空大气层的湍流单元为小
而这个上盖就是要把湍流造成的影响降低 回复ＮＴ
Ｔ的高解像力
从七个小孔造成的七条光柱在望远镜的焦点处
互相干涉 每一对孔对恒星影像产生一组干涉条纹 结
果造成了二十一组不同的干涉条纹 於焦面处 由摄影
机把条纹记录 并随後由电脑分析所得到的反差
利用望远镜解析遥远的恒星 它表现为很小视
面积 因此所有二十一组条纹的反差大致上是相同 如
果恒星是很接近的 拥有一定的可观尺度 那麽干涉条
纹所造成的反差会受上盖的小孔降低 两者比较 对於
遥远 未能分析的恒星 更能有效地利用其条纹反差估
量出它的尺度
现时ＮＴＴ利用由德国Ｇａｒｃｈｉｎｇ麦斯
─普朗克地外物理研究院所发展的ＳＨＡＲＰ敏锐摄影
机於红外波段（１·２５ ｍｉｃｒｏｎｓ进行观测
拍下了数百张剑鱼Ｒ的照片 每张曝光时间只是十分之
一秒 这已足以把二十一组条 捕捉下来 随即利用网
罟γ作为（未解析的）校准星 这个程序反覆了很多次
馕龅模┬Ｗ夹恰≌飧龀绦蚍锤擦撕芏啻?
拍下了数千张图像以作分析
一九九五年 利用澳大利亚Ｓｌｉｄｉｎｇ
Ｓｐｒｉｎｇ的三米九英─澳望远镜利用不同的干涉资
料及分析技术 进行了补充观测 以确认较早时的观测
结果
观测结果
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结果清晰地显示出剑鱼Ｒ的角直径为０·０５
７±０·００５弧秒（假定它的圆面是一个平均的圆面
） 比参宿四还要大三成
令人感到诧异的除了它的巨大视直径外 就是
它既然是这样巨大 何以不是老早被发现呢
阿拔·米高逊和他的小组测量了很多视直径大
的恒星 可是对於位於南半球的剑鱼Ｒ 却很难从位於
北半球的干涉仪做得到 剑鱼Ｒ的可见光也不是很强
而在红外波段却是属於天空中最亮恒星中的一颗 因此
在一九七一年 美国俄亥俄州立大学的罗拔·荣预言它
应是一颗大（角直径）恒星 到现在才被证实
直径）恒星 到现在才被证实
今次对剑鱼Ｒ的观测是在红外波段里 如果以
较短波长（可见波段）观测 应该可以得到一个较理想
的分析度 而利用红外波段则较难达到 但可以较准确
地估量恒星光球的直径 然而 透过高质望远镜及高质
红外摄影机却可得到较理想的效果
剑鱼Ｒ 距离我们大约二百光年 恒星直径相
当於３７０±５０倍於太阳 如果把剑鱼Ｒ放在太阳的
位置上 它将会把火星轨道也涵括在内 当然 实际更
大的恒星也不无例子──参宿四便是了 剑鱼Ｒ之所以
成为最大视面积的恒星 既是较接近我们 也是它本身
巨大的成果
质量方面 它与太阳相约 可是光度却是太阳
的六千五百倍
ＶＬＴ干涉学
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虽然利用不同望远镜把光线收集而进行干涉观
测是较难进行 但来自美 英 法的小组经已试验成功
望远镜有一定间距 间距也可增加以模拟为一台直径
〖渚嘁部稍黾右阅Ｄ馕惶ㄖ本?
百米的望远镜 角直径分解度也可达到千分一弧秒
将来 ∨分弈戏教煳 台的甚大望远镜阵干涉仪
开展 它包括了四台直径八米二的主要望远镜及数台一
米八的活动辅助望远镜 间距可延伸达二百米
ＶＬＴＩ的解析度比英─澳望远镜强四十倍
天文学家将可以更细致地研究了