歐洲南方天文台（ESO）是天文學最重要的政府間組織在歐洲和世界最多產地面天文台。 它是由16個國家:奧地利、比利時、巴西、捷克共和國、丹麥、法國、芬蘭、德國、義大利、荷蘭、波蘭、葡萄牙、西班牙、瑞典、瑞士和英國,以及智利的主機狀態。總部設在德國慕尼黑附近的加興。它是歐洲天文學家合作的國際性機構。主要觀測設施建在位於智利聖地亞哥北600公里處的拉西亞山上，設有15米亞毫米波射電望遠鏡、3.6米反射望遠鏡、3.5米新技術光學望遠鏡、 1.52米攝譜望遠鏡、1米測光望遠鏡和1米施密特望遠鏡。研究領域有恆星、星系、星際物質、星系團、類星體、X射線天文學、γ射線天文學、射電天文學和天文儀器與技術方法等。 ESO實施一項雄心勃勃的計畫集中在設計、建設和運營的地面觀測設施使天文學家做出重大科學發現。 ESO也在推廣中起著主導作用,在天文學研究的組織合作。
2019年4月11日，視覺中國網站上出現了歐洲南方天文台公布的人類史上首張黑洞照片。並註明此圖僅限於編輯用途，如用於商業用途，請致電或諮詢客戶代表。後經諮詢，該圖片著作權由歐洲南方天文台提供。視覺中國通過法新社獲取了圖片授權。如果需要商用，則必須聯繫歐洲南方天文台。
基本介紹
- 中文名：歐洲南方天文台
- 外文名：European Southern Observatory（ESO）
- 建立：1962年
- 類別：國際性機構
- 總部：德國慕尼黑附近的加欣
歐南台簡介,觀測地介紹,帕瑞納天文台,拉諾德查南托天文台,歷史形成原因,3.6米望遠鏡,新技術望遠鏡NTT,精密的環境控制系統,特殊的主動光學系統,輕巧的經緯儀架台,水平式雙軸光學終端系統,零膨脹係數微晶玻璃,衛星連線與人性化的控制系統,16米望遠鏡（甚大望遠鏡）VLT,VLT獨特的光學設計,超薄的鏡片與主動光學系統,合成望遠鏡的設計,VLT的工作目標──宇宙千里眼,42米極大望遠鏡(E-ELT),相關項目簡介,歷屆歐南台台長,會員國加入時間,中國天文學家在歐南台,
歐南台簡介
1962年10月5日，德國、法國、比利時、荷蘭、瑞典五國在巴黎簽署了一份協定，決定共同在南半球建立天文台，並命名為歐洲南方天文台。後來陸續有丹麥、芬蘭、義大利、葡萄牙、瑞士、英國、西班牙、捷克共和國加入。歐洲南方天文台的選址工作始於1950年代中期，那時曾向非洲的卡洛沙漠派出考察隊。1960年代中期，歐洲南方天文台考察了智利北部的阿塔卡瑪沙漠，最終選定這裡作為台址。1969年3月25日，歐洲南方天文台在阿塔卡瑪沙漠南部的拉西拉山正式剪彩。
歐洲南方天文台圖示
歐洲南方天文台圖示觀測地介紹
歐洲南方天文台的總部位於德國慕尼黑北部的加興，是1980年西德政府贈送的。歐洲南方天文台的大部分觀測設備位於智利，主要有三個觀測地：
拉西拉天文台（LaSilla）
位於智利阿塔卡瑪沙漠南部的拉西拉山，首都聖地亞哥以北約600公里，海拔2400米，南緯29度15分，西經70度44分。主要設備有1989年落成的3.5米口徑新技術望遠鏡、1976年落成的3.6米口徑光學望遠鏡、1984年落成的德國馬克斯·普朗克研究所的2.2米口徑望遠鏡、1987年落成的瑞典15米口徑亞毫米波射電望遠鏡。
拉西拉天文台
拉西拉天文台帕瑞納天文台
位於智利安托法加斯塔以南約130公里的塞羅·帕瑞納山，南緯24度38分，西經70度24分。距離海岸線約12公里，海拔2632米，用炸藥炸平了山頭，於1999年開始啟用。主要設備是4台8.2米口徑的甚大望遠鏡（VLT）以及若干台輔助望遠鏡組成的甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）、4米口徑的可見光和紅外巡天望遠鏡（VISTA）、2.5米口徑的VLT巡天望遠鏡（VST）。阿塔卡馬沙漠的自然環境與火星類似，這裡遍地都是紅沙並且缺少植被，堪稱世界上最乾燥的地區。作為“主人”的歐洲南方天文台自然成為世界上最先進的光學天文台。此外，帕瑞納的高海拔和極端的乾燥環境也造就了最完美的天文觀測條件。
拉諾德查南托天文台
（Llano de Chajnantor），海拔5104米，主要設備是12米口徑的APEX亞毫米波望遠鏡，以及多國合作建造的阿塔卡瑪大型毫米波天線陣（ALMA）。歐洲南方天文台的望遠鏡設立在智利北部安第斯山脈支脈帕拉那山，南緯23度02分，西經67度45分，是南半球甚至全世界觀測條件最佳的天文台之一。當地年平均可觀測天文現象的時間在300天至330天左右，十分乾燥的氣候能有效地減少大氣中的水汽對天文觀測的影響，而且潔淨空氣的穩定程度很高。
歷史形成原因
十九世紀末歐陸內戰與第一次、第二次世界大戰，天文學的研究幾乎中斷一段時間，直到二次大戰後歐洲南方天文台的建立、成長與茁壯。 他們齊心協力建造了3.6米望遠鏡，象徵著歐洲天文科學力量的整合，恢復了舊有歷史的榮光。聯合國式歐洲南方天文台的建造
話說現代天文望遠鏡的建造，不但結構愈來愈精密，造價也愈來愈高昂。這不是二次戰後衰弱的歐洲國家單獨能負擔的。 因此歐洲各國的政府便相互合作，結合彼此的財力、物力來從事經濟科學的發展。例如核物理研究中心（CERN），歐洲太空總署（ESA）及本文所討論的歐洲南方天文台。這在當時是一個創舉，因為從前的天文台都是各國自行其事，投資效益比非常低。 ESO這種集各家之長的科學研究單位，使設備、器材不致重複投資，並能集中人力、財力，例如專長於光學設計與製造的德國，機械設計的義大利與法國，都參與ESO各大望遠鏡的製造﹔因而促進了文化與人種的交流。 這種「無國籍地球村」的參與感，仿佛就是未來人類相偕在太空探險的情景。
3.6米望遠鏡
歐洲自從第一次世界大戰前，便停止了對新天文儀器的建造。因此歐南台的這第一具大望遠鏡計畫，對重振歐洲天文學界具有重大的意義。
在五十年代歐南台籌備期間的原始構想中，原本是希望建造類似美國立克天文台3米口徑反射望遠鏡──當年世界排名第二的「巨炮」，並以其低廉的造價與簡單的結構聞名於世。然而就在1961年歐南台台長海克曼（O. Heckmann）與研究員佛倫巴克（Fehrenbach）親自操作後發現下列缺點：
一、主焦觀測室（Prime focus observers-cage）太小，換裝底片或更換儀器非常不便。
二、保守的光學與機械設計理念，不能適應未來時代的需求。
立克天文台3米望遠鏡的光學系統，均采經典式的設計；如主焦焦比（口徑與焦距的比值）F/5，卡塞格林焦比F/15，庫德焦比F/35。這種保守的光學設計，雖然保證了良好的光學成像，但也使望遠鏡可觀測的星場縮小，而且望遠鏡鏡筒造得很長，相對地影響到望遠鏡的穩定性與赤道儀結構強度。這當然是受到當年該望遠鏡建造經費的限制、急迫時程及技術限制，不得不作的妥協。
所以歐南台的天文學家決定將望遠鏡口徑加大到3.6米，相對地也代表著負擔更多的建造經費。首先來談它的光學設計，以西德蔡司廠為班底的光學工程師們，設計出主焦F/3，卡焦F/8，庫焦F/30的R. C（Ritchey-Chretien）系統，這種新式的R. C光學系統，使望遠鏡的視野與光學成像品質兩方面都作了最佳的協調，讓天文學家可以獲取較明亮清晰的星像，更適合研究遙遠暗淡的星系。並且因焦距縮短，對望遠鏡鏡筒的結構強度（因鏡筒長度也縮短）與赤道儀追蹤星體的精度也有幫助。
其次這架望遠鏡的鏡片材質，是一種稱為「溶解石英」（molten quartz）的低膨脹係數玻璃，使望遠鏡的焦點不易受到溫度變化而影響。負責研磨鏡片的法國REOSC公司，除了歐南台3.6米鏡之外，也磨製了夏威夷的CFHT 3.6米鏡。兩鏡號稱七○年代大望遠鏡界的BENZ與BMW，代表著鏡片研磨精度之高。最後這架望遠鏡赤道儀的機械部分由位於瑞士的核物理研究中心（CERN）與歐洲太空研究組織ESRO（歐洲太空總署ESA的前身）負責設計製造。
歐南台3.6米望遠鏡赤道儀自1969年十月開工建造後，以迄1976年十一月七日望遠鏡正式啟用，歷經了長達七年時間，果然這架望遠鏡的表現，使歐南台成為南半球天文學的重鎮，立下天文學新發現的赫赫戰功。
新技術望遠鏡NTT
望遠鏡的發展和醫用顯微鏡在某些方面非常類似。 醫生藉由精密顯微鏡的觀察以研究標本。顯微鏡的放大與解析能力愈大愈強，對醫生特定的某些研究工作也就愈有利。同樣地，天文學家借著巨型天文望遠鏡觀察研究、取樣（拍攝光譜）恆星的演化與星系（Galaxy）的分布及宇宙的膨脹。然而望遠鏡的集光力（看得更暗）與解像力（看得更清楚），在過去都認為只有建造口徑更大的望遠鏡才能得到改善，直到NTT的出現……。
所謂NTT是New Technology Telescope的縮寫。 這是人類天文望遠鏡發展史上重要的里程碑，是歐洲人以全新的概念設計製造出的新一代天文儀器。自ESO 3.6米望遠鏡的啟用後，經過數年的操作經驗，歐南台天文學家意外地發現這具3.6米的性能表現，竟然不輸給美國帕洛瑪天文台的5米望遠鏡，這當然牽涉到天文台台址地點氣流穩定與否、望遠鏡製造的精密度等。原來大氣層擾動（atmosphere turbulence）的作祟，使得美國帕洛瑪天文台的5米望遠鏡不能發揮全力。
當然，繼續建造更大的望遠鏡，挑選空氣穩定的天文台台址是突破極限的方法，但所費不貲！美國人乾脆就想到一步登天到太空中放天文台，如哈勃太空望遠鏡。留在地球上的歐南台就想到對付大氣層擾動是不是可有法子呢？就是在這種順應大氣層，「懷柔」大氣層的理念下，NTT的各項設計中，以減少大氣層擾動影響為其優先考量。它的特點有：
精密的環境控制系統
（Environment Control System）NTT的建築物使用氣冷與水冷方法，使建築與望遠鏡的溫度保持在稍低於外界溫度的狀態下，避免熱對流的情況發生。 此外，一體成型的建築與望遠鏡結合連動在一起，不論望遠鏡轉至那個方位，建築物的視窗也跟著轉動到那個方位，而阻隔氣流的簾幕與引導氣流的柵板也跟著轉動到那個方位，減少了過去氣流在望遠鏡建築物內自亂陣腳的問題（見圖三）。總而言之，NTT被設計成能融入自然環境的「隱形望遠鏡」。
特殊的主動光學系統
（Active Optics System）與超高精度的主鏡鏡片
NTT的光學系統里主鏡（Primary mirror）與副鏡（Secondary mirror）都可以在影像分析器（Imageanalyzer）的指揮下，三者形成一封閉性的電腦控制迴路（Closed loop computer control），使星像永保清晰銳利。筆者在陪同歐南台天文學家在NTT觀測時，便親眼目睹這種性能。那是什麼樣的原因，使NTT擁有這么強的功能呢？ 原來是NTT的主鏡鏡片，不像傳統式鏡片是固定死的。傳統式鏡片為了要維持研磨後的鏡面曲度，便非得要保持相當的厚度，以鞏固其鏡面的強度。NTT的鏡片卻是軟的，它的厚度只有24公分，是傳統鏡片的1/3厚﹔它的重量只有6噸，是傳統鏡片的1/2重。在主鏡鏡片下方有3個固定式支撐點與76個活動支撐點，隨時聽令於影像分析器所發布的指令支撐鏡片，無論望遠鏡指向那個角度，仍能永保鏡片反射面的完美曲線（見圖五）。此外鏡片本身研磨的精密度，也是造就NTT能獲得完美星像的原因之一。它鏡面的平滑度達到相當於1公里長度的表面起伏的誤差不超過2.5公分。這么「漂亮」的平滑曲線，才能將所有進入望遠鏡的星光一網打盡，而不會有因鏡面不平整而產生所謂亂反射的情況發生。因此NTT鏡片經過測試的結果，有80%的星光能量可以被聚集在0.125秒角範圍之內。
輕巧的經緯儀架台
（ALT/AZIMUTH Mounting）傳統式望遠鏡都架設在赤道儀上，由於赤道儀與地球自轉軸同軸，因此它可以依照地球自轉的速度與方向輕鬆地追著星星跑。但是赤道儀的體積很龐大，導致望遠鏡建築物也要變大，最後就是預算暴增，讓窮天文學家頭大！
如果換用地平方位的觀點看星星在天空的軌跡，它們是在天上以圓周曲線運動，水平與垂直的位置都隨著地球自轉而不斷改變。這時只要有一個機器能同時修正XY軸的角度，同樣也可以達到追蹤星體的性能，它就是電腦控制的經緯儀架台。經緯儀的優點是體積與造價都大幅降低，比較麻煩的是要設計出完美的電腦控制程式，輸入因不同仰角而產生不同的星星移動量資料。自從二十世紀八0年代以來建造的大望遠鏡，已經都採用既省錢又迷你的經緯儀架台。
此外NTT的經緯儀架台，採用摩擦式旋轉機械結構，因此避免了老式望遠鏡使用齒輪所產生的「齒隙差距」的缺點，它的指向精度誤差低於一秒角，天文學家可以很精確直接找到要觀測的星體，而不必「調來調去」。
水平式雙軸光學終端系統
（Nasmyth Focus System）ESO/NTT可以同時讓兩組天文學家觀測同一天體，或是說一個天體可以得到兩組資料。NTT借望遠鏡中央一面可快速轉動90°的平面鏡，將星光反射到望遠鏡左右兩側的終端設備。 以前的老式望遠鏡一次只能用一套儀器觀測，如果遇到特殊的天體出現（如超新星），一下子要記錄它光度的變化，一下子要拍攝它的光譜，可把天文台里的技工忙壞了。更糟糕的是有的儀器，還需要花費時間細心調整才能使用呢！ 使用NTT的天文學家可就輕鬆了，A組天文學家使用A組終端，B組天文學家使用B組終端。要換組觀測時，只須按一下鈕，反射鏡一動，電腦與CCD就自動開始觀測記錄。
零膨脹係數微晶玻璃
（Zerodur Ceramics Glass）在二十世紀初，當年的天文學家並不太了解，溫度變化對玻璃的熱脹冷縮效應，會影響焦點影像的清晰。等到望遠鏡愈造愈大，他們才發現選擇主鏡鏡片質材的重要性。 到了1949年帕洛瑪天文台的5米鏡使用了一種名叫Pyrex的鏡材，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材便脹或縮3.1×10 -8公分。天文學家對它是不滿意但可接受。等到一九六○～七○年代建造的3～4米望遠鏡，普遍使用溶解石英，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材脹縮0.5×10 -8公分。到了八0年代ZERODUR零膨脹係數玻璃問世，它對溫度的膨脹係數是每變化一度，鏡材只脹或縮0.1×10 -8公分。 可別小看這種玻璃，舉凡軍艦、戰車、攻擊機上的雷射測距儀與光學瞄準器或是建築工地使用的水準儀，統統都用得上它。 它使武器的第一擊命中率大增（因為減少了溫度變化造成的影像誤差），它使橋樑、建築的測量與設計更精確，當然太空船及衛星上的攝影鏡頭也少不了它。這零膨脹係數玻璃，就是基礎科學發展後（天文學及化學、物理學）服務國家社稷的明證。
衛星連線與人性化的控制系統
（Satellite Link and User Friendly Control System）NTT最聰明的地方，就是讓天文學家不用從歐洲橫渡大西洋飛到智利觀測，直接在德國慕尼黑總部就可以遙控它。它的電腦系統還會主動協助天文學家進行觀測工作。
16米望遠鏡（甚大望遠鏡）VLT
根據霹靂爆炸理論，宇宙混沌初始之際，轟然一響，所有物質飛快地向外擴散，在擴散的過程中形成各個星系，最「古早」的星系也就是距離我們最遙遠的星系。 所以天文學家無不極力想要建造更大的望遠鏡，想看到那盤古開天時的究竟。 隨著技術的演進，人類總有一天會有機會接觸到那宇宙的邊緣，而這正是歐南台甚大望遠鏡VLT（Very Large Telescope）的任務之一。
自從1983年九月歐南台派出VLT選址觀測隊，在智利北部安地斯山脈旁的巴拉那山（Cerro Paranal，高2664公尺），架設了氣象與天文儀器，開始了日以繼夜的資料收集工作。工作的項目有：
（一）晴天與晴夜數；
（二）大氣水氣含量﹔
（三）視寧度。
巴拉那山的晴天與晴夜數差不多，年平均可觀測日數在300天至330天左右，但在大氣水氣含量方面，巴拉那山明顯地較少，在冬天使用光電測光儀器的可觀測日數是82%。巴拉那山的乾燥程度甚至可與夏威夷冒納基亞山相比，大氣濕度10%的出現日數，達到37%。近年來因紅外線天文學的發展，特別注意觀測地點的水氣含量，因為水氣會吸收來自外太空的紅外線，而這些微弱的紅外線，正是誕生中的恆星所發出的。天文學家正試圖了解恆星的誕生與過程中所發生的種種現象。在視相度方面，巴拉那山平均0.66秒角，而且巴拉那山在整夜觀測中，出現0.5秒角的時間有16%。這些都說明了巴拉那山台址是世界上相當優秀的天文台地點。
VLT獨特的光學設計
超薄的鏡片與主動光學系統
（Active Optic System and Thin Mirror Blank）VLT鏡片直徑有8.2米，厚度只有17.5公分。如依照傳統口徑與厚度比1/6或1/8來設計，VLT鏡片至少要厚達1米以上才能維持不變的強度結構。但由於NTT採用主動光學系統，因此VLT將繼續延用，為此歐南台還試製了一塊直徑100公分，厚度1.8公分的測試鏡片。 未來每具8米望遠鏡鏡片下將裝置200具電腦控制的活動支撐器（Actuators）。
合成望遠鏡的設計
（Combine Telescope）VLT計畫裡最獨具匠心的概念，就是光學合成干涉儀的設計。VLT使用四具8.2米望遠鏡（為主）與三具1.8米望遠鏡（為輔），7顆「眼球」同時觀察一個天體目標。人眼的水晶體調整焦距，相當於VLT使用主動光學系統自動對焦。人眼視網膜接受訊號，相對於VLT使用波前影像偵測器（Wave Fornt Sensor）與電腦下指令給調適光學系統（Adaptive Optic System），協調各望遠鏡傳來的星光。人的神經傳入腦部中樞合成影像﹔VLT經由傳導光路，將星光導向合成望遠鏡合成為單一星像。
然而VLT遭遇的問題也很多，因為每具望遠鏡要操作它看同一目標的控制系統，必須要控制得很精確。 另外每具望遠鏡各項零件的精密度，以及光學影像的品質也是嚴格要求。另外每具望遠鏡各項零件的精密度，以及光學影像的品質也是嚴格要求。
VLT的工作目標──宇宙千里眼
由於VLT將具備超高性能，天文學家們計畫用它來達成下列目標：
一、搜尋太陽系旁鄰近恆星的行星﹔
二、研究星雲內恆星的誕生；
三、觀察活躍星系核內可能隱藏的黑洞及
四、探索宇宙的邊緣。
42米極大望遠鏡(E-ELT)
2006年，歐洲議會批准了一項議案，開始研製歐洲南方天文台的極大望遠鏡（Extremely Large Telescopes，E-ELT)。這台望遠鏡的選址將於2008年年底時確定，可能在南半球；預計將於2010年初動工，完全投入使用則要等到2017年；設計成本為8130萬美元，製造成本則高達11億美元；該望遠鏡的圖像解析度將達到哈勃望遠鏡的10至15倍。目前口徑最大的光學望遠鏡是座落在夏威夷的凱克望遠鏡(Keck)，口徑有10米，而計畫中的ELT口徑竟然達到了42米！集光面積是凱克的18倍。根據美國《大眾科學》介紹，該望遠鏡約有半個足球場那么大，21層樓高，是有史以來最大的光學望遠鏡，將利用將近1000面鏡子尋找太陽系外行星———甚至可能破解時空的奧秘。
根據（ESO）官方介紹，42米口徑望遠鏡同Keck一樣採用鏡面拼接的方式，主鏡由906塊直徑為1.45米的六邊形鏡面拼成，光路上的第二塊鏡面——副鏡的直徑達到6米，第三塊直徑4.2米，用於將光線引入自適應光學系統。自適應光學系統主要由兩塊鏡面組成，前者直徑2.5米，由5000多個促動器支撐，鏡面形狀每秒鐘能夠改變1000次，後者直徑2.7米，用於進行成像前的最後一次改正。
智利帕瑞納天文台台長安德里亞·考夫博士表示：“有了ELT，你就能夠找到宇宙起源的地方，即第一顆恆星和第一個星系形成之處。ELT所提供的精確數據，將幫助我們更徹底地研究生命形成和進化的過程。”
歐洲11個國家將參與ELT的研製，最終建造地點還是個未知數。對於歐南台來說，自適應光學技術已經相當成熟，不是什麼難事。歐洲早先進行的OWL和Euro50這些“概念”研究也為建造ELT打下了堅實的基礎。
相關項目簡介
Catch a Star 摘星
自2002年開始，歐洲南方天文台每年舉行一個叫“Catch a Star 摘星”（“追逐星星”）的國際競賽。此項比賽是和歐洲協會天文教育（ European Association for Astronomy Education (EAAE) ）舉辦的。
該比賽是專為在校學生組織的一次全球範圍的比賽，主要以文字或藝術作品的形式來表現天文主題。世界各地的學生都歡迎就他們喜歡的天文話題寫文或者作畫，然後分年齡段以投票的方式評選出優勝者。研究活動包括“追逐星星研究者”、“追逐星星探險家”、“追逐星星藝術家”三項內容。
國家天文台與歐洲南方天文台聯合培養博士生項目 為加強我國天文學博士研究生培養質量，促進與歐洲南方天文台(ESO)的合作與交流，2006年起國家天文台與歐洲南方天文台聯合培養博士生項目正式啟動。
經選拔確定的在讀博士研究生到歐洲南方天文台學習期限為兩年，國外生活費由歐洲南方天文台提供，國際旅費由研究生所在單位承擔。兩年學習期滿後回國進行論文答辯。學位論文答辯時，外方導師來華參加其指導學生論文答辯，國際旅費由外方負責，在華期間費用由中方導師負責。
歷屆歐南台台長
Otto Heckmann （1962–1969 ）
Adriaan Blaauw （1970–1974）
Lodewijk Woltjer （1975–1987）
Harry van der Laan （1988–1992）
Riccardo Giacconi (Nobel Prize winner) （1993–1999）
Catherine Cesarsky （1999-2007）
Tim de Zeeuw （2007 --- ）
會員國加入時間
比利時、德國、法國、荷蘭、瑞典（1962年）
丹麥（1967年）
瑞士（1981年）
義大利（1982年5月24日）
葡萄牙（2000年6月27日）
英國（2002年7月8日）
芬蘭（2004年7月1日）
西班牙（2006年7月1日）
捷克（2007年1月1日）
中國天文學家在歐南台
歐南台VLT計畫中最重要的合成望遠鏡就有中國人的協助與參與。 前上海天文台副台長朱能鴻先生應歐南台的邀請，來到德國慕尼黑總部改良原有合成望遠鏡的設計。另一位優秀的光學工程師是崔向群女士，她在歐南台工作已達八年之久，負責主動光學系統與鏡片的組合設計。此外，國際知名的天文學家陳建生先生與方勵之先生也都是歐南台的常客。這批中國天文學家，不單單對天文現象觀察有精闢的見解，更重要的是他們具備有豐富的其他相關的知識，可以幫助觀測小組就近改裝及使用儀器。
值得一提的，除歐南台外，在德國慕尼黑地區，馬普科學研究院及慕尼黑工技大學內，也有不少中國天文學研究員及學生，為天文學默默工作著！
