作者：包星明 鄧元勇
日前，中國科學家正計劃研製一臺巨型太陽望遠鏡，期望以空前高的空間解析度和磁場靈敏度看清太陽的細節，測量太陽的磁場，研究發生在太陽大氣中的物理過程。
由於受到地球大氣的影響，地面太陽光學望遠鏡的空間解析度通常只能達到一臺口徑十釐米量級的望遠鏡的極限解析度，即約為1角秒左右的角分辨能力，如果在地球上對太陽觀測，則分辨的太陽表面距離約為730多公裡。前面提到的中國巨型太陽望遠鏡計劃期望觀測到太陽表面0.1角秒的精細結構。想要看到更清楚的細節，增大望遠鏡口徑是先決條件，但大口徑光學望遠鏡極限解析度觀測資料的獲得，除瞭望遠鏡本身的加工、裝調精度保證外，還需藉助自適應光學、主動光學、圖像復原等先進技術或方法。此外，一個白日視寧度優異的太陽觀測臺址也是一個必要條件。
所謂視寧度，是用於描述天文觀測的目標受大氣湍流的影響而看起來變得模糊和閃爍程度的物理量。在晴朗的夜晚，當我們在遠離城市的郊外或鄉村抬頭仰望天空，看到滿天的繁星。有的星比較亮，有的比較暗。長時間仔細盯著看的話，會發現它們都在閃爍，似乎在向你眨眼。而在觀測條件很差的城市環境中，星星的閃爍乃至模糊不清更是最常見的情況。這就是地球大氣湍動對星星成像的影響，天文學家稱之為視寧度。一般來是說，地球大氣對星像的影響越小，視寧度就越好。
確定一個好的天文臺址，需要考量的因素有很多，除視寧度外，還要考慮晴天數、雲量、年降雨量、水汽含量等其它天文和氣象因素，甚至現代天文臺的建設還需兼顧交通、網絡通訊、後勤設施等綜合因素。不過，考量一個太陽光學天文臺的最重要指標還是視寧度。目前用來測量視寧度的選址儀器主要是差分像運動監視儀。上世紀八十年代在智利La Silla歐洲南方天文臺就是用差分像運動監視儀為甚大望遠鏡(VLT)測量的夜間視寧度。它的主要原理是在中等口徑(30-40釐米)望遠鏡的孔徑前放置一個屏，屏上開兩個相隔一定距離的小圓孔，通過測量星像經過兩個圓孔的相對運動算出視寧度參數。近年來國家天文臺西部選址組通過多年的艱苦踏勘和觀測，在西藏獅泉河鎮南的五千多米的高山上選了一個夜間天文觀測臺址，已有多個國外天文臺計劃在此建造望遠鏡。
太陽選址和通常的天文選址有一定區別，一般的天文選址是測量夜間的視寧度，而太陽選址是測量白天的大氣視寧度。在白天，太陽輻射使得地面溫度升高，產生的大氣湍流和對流比夜間強烈，視寧度通常會比夜間差。由於水的熱容量比較大，受到太陽光照射後溫度升高緩慢，使得水面上的空氣比陸地上的空氣更加穩定，這樣視寧度就會相對更好。因此國內外許多太陽望遠鏡都安裝在水域附近，比如國家天文臺的太陽磁場望遠鏡安置於北京懷柔水庫；雲南天文臺的一米紅外太陽望遠鏡位於雲南撫仙湖；美國口徑1.6米的新技術太陽望遠鏡(NST)放置於美國加州的大熊湖。還有一些大太陽望遠鏡放在大洋島嶼中的高山上，如正在研製的美國4口徑太陽望遠鏡ATST將安放在太平洋上的夏威夷群島；大西洋中的西班牙屬地加納利群島則有瑞典1米口徑SST、德國1.5米GREGOR、以及歐洲多國正在聯合推進的4米口徑EST等太陽望遠鏡。
用於測量白日視寧度的儀器稱為太陽差分像運動監視儀，它與測量夜間視寧度的差分像運動監視儀結構和原理基本相同，只是在望遠鏡後端加了一個狹縫，通過測量太陽邊緣沿狹縫相對運動來推算白日視寧度參數。美國正在研製的4米口徑太陽先進技術望遠鏡(ATST)的選址就是用的太陽差分像運動監視儀。
考慮到水汽對紅外和亞毫米波段的吸收，太陽選址時還要用水汽儀測量大氣的水汽含量。
太陽望遠鏡選址主要分為踏勘普選、定點測量和臺址評估三個階段。
踏勘普選是在劃定的範圍內根據衛星地圖和衛星雲圖查到的地形、氣候、交通條件挑出合適點候選點，並進行實地踏勘，得到初步的視寧度、水汽、日照時間、雲量的資料。
定點觀測階段根據踏勘初選的幾個候選點安裝選址儀器如太陽差分像運動監視儀、水汽儀和氣象站等，進行數年的定點觀測。
臺址評估是根據定點觀測獲得的選址數據，從視寧度、水汽含量、日照時間、地形、交通等多個方面綜合評估，為巨型太陽望遠鏡選出一個最佳的觀測臺址。
就我國的地理資源來看，並不擁有夏威夷那樣的大洋島嶼高山，但我國西部高原地帶乾旱少雨，日照時間長，且遍布高原湖泊，極可能擁有優異的太陽光學觀測臺址。(目前雲南天文臺的撫仙湖太陽觀測基地，就視寧度條件看，已不差於國際上其它的優秀臺址)。針對這一客觀情，為滿足中國巨型太陽望遠鏡和其它下一代太陽觀測設備的臺址需求，國內太陽研究界已經啟動了太陽西部選址計劃。
目前太陽西部選址正處於踏勘普選階段，由雲南天文臺、紫金山天文臺、國家天文臺以及南京大學等單位組成的選址隊，已經在川滇藏地區進行了實地踏勘，並測量了初步的視寧度、水汽含量和氣象資料。計劃明年在初選的幾個候選點開始定點觀測，在未來4年左右的時間中完西部太陽選址工作。