日前，中国科学家正计划研制一台巨型太阳望远镜，期望以空前高的空间分辨率和磁场灵敏度看清太阳的细节，测量太阳的磁场，研究发生在太阳大气中的物理过程。

　　由于受到地球大气的影响，地面太阳光学望远镜的空间分辨率通常只能达到一台口径十厘米量级的望远镜的极限分辨率，即约为1角秒左右的角分辨能力，如果在地球上对太阳观测，则分辨的太阳表面距离约为730多公里。前面提到的中国巨型太阳望远镜计划期望观测到太阳表面0.1角秒的精细结构。想要看到更清楚的细节，增大望远镜口径是先决条件，但大口径光学望远镜极限分辨率观测资料的获得，除了望远镜本身的加工、装调精度保证外，还需借助自适应光学、主动光学、图像复原等先进技术或方法。此外，一个白日视宁度优异的太阳观测台址也是一个必要条件。

　　所谓视宁度，是用于描述天文观测的目标受大气湍流的影响而看起来变得模糊和闪烁程度的物理量。在晴朗的夜晚，当我们在远离城市的郊外或乡村抬头仰望天空，看到满天的繁星。有的星比较亮，有的比较暗。长时间仔细盯着看的话，会发现它们都在闪烁，似乎在向你眨眼。而在观测条件很差的城市环境中，星星的闪烁乃至模糊不清更是最常见的情况。这就是地球大气湍动对星星成像的影响，天文学家称之为视宁度。一般来是说，地球大气对星像的影响越小，视宁度就越好。

　　确定一个好的天文台址，需要考量的因素有很多，除视宁度外，还要考虑晴天数、云量、年降雨量、水汽含量等其它天文和气象因素，甚至现代天文台的建设还需兼顾交通、网络通讯、后勤设施等综合因素。不过，考量一个太阳光学天文台的最重要指标还是视宁度。目前用来测量视宁度的选址仪器主要是差分像运动监视仪。上世纪八十年代在智利La Silla欧洲南方天文台就是用差分像运动监视仪为甚大望远镜(VLT)测量的夜间视宁度。它的主要原理是在中等口径(30-40厘米)望远镜的孔径前放置一个屏，屏上开两个相隔一定距离的小圆孔，通过测量星像经过两个圆孔的相对运动算出视宁度参数。近年来国家天文台西部选址组通过多年的艰苦踏勘和观测，在西藏狮泉河镇南的五千多米的高山上选了一个夜间天文观测台址，已有多个国外天文台计划在此建造望远镜。

　　太阳选址和通常的天文选址有一定区别，一般的天文选址是测量夜间的视宁度，而太阳选址是测量白天的大气视宁度。在白天，太阳辐射使得地面温度升高，产生的大气湍流和对流比夜间强烈，视宁度通常会比夜间差。由于水的热容量比较大，受到太阳光照射后温度升高缓慢，使得水面上的空气比陆地上的空气更加稳定，这样视宁度就会相对更好。因此国内外许多太阳望远镜都安装在水域附近，比如国家天文台的太阳磁场望远镜安置于北京怀柔水库；云南天文台的一米红外太阳望远镜位于云南抚仙湖；美国口径1.6米的新技术太阳望远镜(NST)放置于美国加州的大熊湖。还有一些大太阳望远镜放在大洋岛屿中的高山上，如正在研制的美国4口径太阳望远镜ATST将安放在太平洋上的夏威夷群岛；大西洋中的西班牙属地加纳利群岛则有瑞典1米口径SST、德国1.5米GREGOR、以及欧洲多国正在联合推进的4米口径EST等太阳望远镜。

　　用于测量白日视宁度的仪器称为太阳差分像运动监视仪，它与测量夜间视宁度的差分像运动监视仪结构和原理基本相同，只是在望远镜后端加了一个狭缝，通过测量太阳边缘沿狭缝相对运动来推算白日视宁度参数。美国正在研制的4米口径太阳先进技术望远镜(ATST)的选址就是用的太阳差分像运动监视仪。

　　考虑到水汽对红外和亚毫米波段的吸收，太阳选址时还要用水汽仪测量大气的水汽含量。

　　太阳望远镜选址主要分为踏勘普选、定点测量和台址评估三个阶段。

　　踏勘普选是在划定的范围内根据卫星地图和卫星云图查到的地形、气候、交通条件挑出合适点候选点，并进行实地踏勘，得到初步的视宁度、水汽、日照时间、云量的资料。

　　定点观测阶段根据踏勘初选的几个候选点安装选址仪器如太阳差分像运动监视仪、水汽仪和气象站等，进行数年的定点观测。

　　台址评估是根据定点观测获得的选址数据，从视宁度、水汽含量、日照时间、地形、交通等多个方面综合评估，为巨型太阳望远镜选出一个最佳的观测台址。

　　就我国的地理资源来看，并不拥有夏威夷那样的大洋岛屿高山，但我国西部高原地带干旱少雨，日照时间长，且遍布高原湖泊，极可能拥有优异的太阳光学观测台址。(目前云南天文台的抚仙湖太阳观测基地，就视宁度条件看，已不差于国际上其它的优秀台址)。针对这一客观情，为满足中国巨型太阳望远镜和其它下一代太阳观测设备的台址需求，国内太阳研究界已经启动了太阳西部选址计划。

　　目前太阳西部选址正处于踏勘普选阶段，由云南天文台、紫金山天文台、国家天文台以及南京大学等单位组成的选址队，已经在川滇藏地区进行了实地踏勘，并测量了初步的视宁度、水汽含量和气象资料。计划明年在初选的几个候选点开始定点观测，在未来4年左右的时间中完西部太阳选址工作。