现代天文仪器之十七：天文滤镜
继续补充仪器相关，这回是关于光学滤镜的问题。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（上，图片提供：Peter Stubbs）与合成图（下，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。
斯隆数字巡天滤镜的透射曲线。（图片提供：Asahi Spectra USA Inc.）
以斯隆滤镜为例来看看材料的具体选取。u’滤镜需要阻隔波长短于3000埃的辐射，同时允许透过的波长上限应达到4000埃左右，与g’滤镜覆盖的波长下限略有重叠。对于前一条，德国肖特公司生产的BG38玻璃是满足要求的，然而它可以通过的光线波长最长可达8000埃以上。为截断长波，u’滤镜又增加了一层只允许波长在2500至4000埃之间的光线通过的UG11玻璃。又由于UG11在7000埃附近有较高的透射率，需要进一步抑制红端杂光的干扰，于是设置了干涉膜。斯隆的其他几种滤镜都是彩色玻璃与干涉膜的复合结构，唯有不设长波截断的z’滤镜是例外，只使用RG830一种长通玻璃。RG830本身对9000埃以上波长的辐射透射率约为0.9左右，且不允许波长短于8000埃左右的光线通过，足以满足需要，不过考虑与其他几枚滤镜统一光深，在RG830之上叠加了透明玻璃片。
UG11（左）与BG38（右）两种玻璃的透射曲线，组合可得u’滤镜的透射曲线。由于UG11在7000埃附近有较高的透射率，滤镜又额外增加了干涉膜。（图片提供：Optical-Filters.com）
比UBVIR滤镜通带更窄的是Strömgren的中带uvby系统，各个波段的最窄只有不到200埃，最宽也不过300埃，方便在测光时作消光改正。u、v两枚滤镜的通带位于3646埃的Balmer跳跃两侧，且H-δ线处在v波段中心，H-β线居于b波段之内，再加上位于4500埃波长之上的b、y波段几乎不受热星覆盖效应的影响，由之可以获得的天体辐射信息较UBVIR更多。由于通带较窄，这里vby均为干涉滤镜，只有u滤镜为彩色玻璃镜。
对于深空天体观测，谱线滤镜更为常见，其中包括H-α、H-β、[O III]、[S II]等，最窄带宽可以做到几十埃甚至更窄，一般也以干涉膜来实现。通过这种滤镜获取的数据对应于某一种原子某一条谱线的辐射信息。如发射星云主要成分是氢，其红色一般来自H-α辐射，这样使用H-α滤镜就可以了解氢元素的分布，对于天体摄影本身还能揭示星云细节并有效过滤背景光。而若用窄带滤镜从事测光，几乎可以替代低分辨率光谱仪的工作。
太阳滤镜另当别论，与深空观测不同，首要条件是减光以保证安全观测。其中有单纯的减光镜，为尽可能地阻隔光线，可能会采用金属镀层；也有针对H-α或是Ca II等谱线的，可借助其一睹色球层以及谱斑。
Thousand Oaks出品的镀金属膜太阳白光滤镜。（图片提供：Thousand Oaks Optical）
天文观测一般不会使用单一滤镜完成。为方便更换，往往会采用滤镜转轮系统，下面这张照片就是UBVIR滤镜的转轮：
图片提供：McDonald Observatory
斯隆巡天的滤镜安装方式比较特别。整个系统共有54枚CCD，其中30枚供测光用。这30枚CCD分成6列5行，每行安装一种滤镜，依次为g’、z’、u’、i’、r’。每次工作可以在短时间内获取5个天区5个波段的测光数据。
斯隆巡天的CCD和滤镜安排，左为示意图，右为实物图。（图片提供：SDSS）
末了说说开头提到的多色合成是怎样一回事。简单说来，就是对同一目标用多种滤镜逐一拍摄，然后再定义不同波段所对应的颜色。不过定义的颜色与实际情况不一定符合，如在哈勃空间望远镜拍摄的照片中，波长6725埃的[SII]线往往被定义为红色，但同样为红色的6563埃H-α线会被定义为绿色，而实际为绿色的5007埃[O III]线又可能被定义为蓝色。如果牵扯到原本不可见的紫外或是红外数据，定义又要重写，如下图这个例子。顺带说一下，图中的星系NGC 1512是由哈勃的暗弱天体照相机、宽视场和行星照相机II以及近红外照相机和多天体光谱仪共同拍摄的，其中的宽视场和行星照相机II有自己的滤镜定义体系，与比较流行的几个标准不尽相同。
图片提供：NASA, ESA, and D. Maoz
参考资料：
[1] Filters: Blocking some light to reveal more details
[2] Astronomical Filter
[3] Fukugita, M. et. al., 1996, The Astronomical Journal, Vol. 111, No. 4, 1478
[4] The Photometric Camera and the CCDs of SDSS
[5] A Short Tutorial on Strömgren Four-Color Photometry
[6] ACS Spectral Elements
[7] Interference Filters
