檢視天文望远镜的原始碼

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| style="background: #66CCFF" align= center|  '''<big>天文望远镜</big> '''

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[[File:天文望远镜.jpg|缩略图|居中|[http://www.zzbh.com/upfiles/20160810052346461.jpg    原图链接]]]

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中文名: 天文望远镜

外文名: Astronomical Telescope

用 途: 捕获天体信息

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'''天文望远镜'''是观测天体、捕捉天体信息的主要工具。从1609年[[伽利略]]制作第一台望远镜开始，[[望远镜]]就开始不断发展，从光学波段到全波段，从地面到空间，望远镜观测能力越来越强，可捕捉的天体信息也越来越多。人类在电磁波段、中微子、引力波、宇宙射线等方面均有望远镜。<ref>[https://www.163.com/dy/article/GNMTFBKL0514TTO0.html   我国将再建5台500米口径射电望远镜]网易</ref>


==发展简史==


望远镜起源于眼镜。人类在约700年前开始使用[[眼镜]]。公元1300年前后，[[意大利]]人开始用凸透镜制作老花镜。公元1450年左右，近视眼镜 也出现了。1608年，荷兰眼镜制造商汉斯·里帕希（H.Lippershey）的一个学徒偶然发现，将两块透镜叠在一起可以清楚看到远处的东西。1609年，意大利科学家伽利略听说这个发明以后，立刻制作了他自己的望远镜，并且用来观测星空。自此，第一台天文望远镜诞生了。伽利略凭借望远镜观测到了[[太阳黑子]]、[[月球环形山]]、木星的卫星（伽利略卫星）、[[金星]]的盈亏等现象，这些现象有力地支持了哥白尼的日心说。伽利略的望远镜利用光的折射原理制成，所以叫做折射镜。


1663年，[[苏格兰]]天文学家[[格里高利]]利用光的反射原理制成格里高利式反射镜，但是由于制作工艺不成熟而未能流行。1667年，英国科学家牛顿稍微改进了格里高利的想法，制成了牛顿式反射镜，其口径只有2.5厘米，但是放大倍率超过30倍，还消除了折射望远镜的色差，这 使得它非常实用。


1672年，[[法国]]人卡塞格林利用凹面镜和凸面镜，设计了现在最常用的卡赛格林式反射镜。这种望远镜焦距长而镜身短，放大倍率大，图象清晰；既可用于研究小视场内的天体，又可用以拍摄大面积的天体。哈勃望远镜采用的就是这种反射望远镜。


1781年[[英国]]天文学家赫歇尔兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自制的15厘米口径反射镜发现了[[天王星]]。此后，天文学家给望远镜加装了许多功能，使之具备光谱分析等能力。1862年，美国天文学家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)制造了47厘米口径折射镜，拍到了天狼星伴星的图片。1908年美国天文学家海尔领导建成了1.53米口径反射镜，拍到了天狼星伴星的光谱。1948年，海尔望远镜落成，其5.08米的口径足以观测分析遥远天体的距离和视向速度。


1931年，德国光学家施密特制成施密特式望远镜，1941年苏俄天文学家马克苏托夫制成马克苏托夫-卡塞格林式折返镜，丰富了望远镜的 种类。


在近现代和现代，天文望远镜已经不局限于光学波段了。1932年，美国无线电工程师探测到了来自银河系中心的射电辐射，标志着射电天文学的诞生。1957年人造卫星上天以后，空间天文望远镜蓬勃发展。新世纪以来，中微子、暗物质、引力波等新型望远镜方兴未艾。现在，天体发出的许多信息都已经成为天文学家的眼底之物，人类的视野越来越广阔了。


口径、焦距、焦比


口径(D)是物镜的直径，口径大小决定了光学系统的分辨力。根据瑞利判据，望远镜的分辨力和口径相关。口径越大，分辨力越强。焦距(f)是望远镜物镜到焦点的距离，决定了光学系统在像平面上成像的大小。对于天文摄影来说，物距（被观测天体的距离）可以认为是无穷远，因此像距就等于焦距，所以像平面也被称为焦平面。望远镜焦距越长，焦平面上成的像越大；反之则越小。焦比(F)是望远镜的焦距 除以望远镜的通光口径，即F=f/D，它决定焦平面上单位时间内单位面积接收到的光子数量。也被作为曝光效率的重要指标。焦比越小， 焦平面上单位面积接收到的光子就越多；反之则越少。也就是说焦比越小的镜子曝光效率越高。


参见词条：口径、焦距、焦比、衍射


像差


像差是光学系统成像不完善的描述。具体有球差、色差、彗差、像散、场曲、畸变等。球差存在于球面反射镜的光学系统中，平行于光轴入射的光线经球面透镜或反射镜后不严格地汇聚于一点，远离光轴的光线汇聚的位置会更加靠近镜子。利用组合透镜和把球面改为抛物面可以改善球差。色差是折射光学系统最明显的像差，它形成于光的色散，这使得星光会出现多种颜色，影响观测。利用多片透镜组合的复消色差系统可以降低色差的程度。彗差是抛物面反射式光学系统中最明显的像差，它是因为倾斜于光轴的入射光无法汇聚一点导致的，这会使得星光看起来像一颗彗星。使用彗差修正镜组可以消除彗差。像散是倾斜于光轴的光出现垂直振动的光波和水平振动的光波不交汇于一点的现象。越远离视场边缘，像散越严重。安装平场修正镜组可以修正像散。场曲指远离光轴的光线汇聚于一个弯曲的球面上的现象，这会使得成像时出现失焦。畸变指轴上物点与视场边缘具有不同的放大率，物和像因此不完全相似的现象。


参见词条：像差


折射镜


折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略式折射镜；由凸透镜作目镜的称开普勒式折射镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用复消色差系统。


一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且大透镜质量巨大，不便操作。


参见词条：折射望远镜


反射镜


反射望远镜是用反射镜做物镜的望远镜。主要有格里高利式，牛顿式，卡塞格林式三种。牛顿式用平面镜作副镜，卡塞格林式用凸双曲面镜作副镜，格里高利式用凹椭球面镜作副镜。反射镜存在轴外像差，因而视场受到限制，但是由于反射镜不要求镜片内部质量，所以造价低廉。现代很多望远镜用的都是反射式望远镜。


参见词条：反射望远镜


折返镜


折反射望远镜兼有折射镜和反射镜。1931年，德国光学家施密特以卡塞格林式为基础，用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正透镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外像差的施密特式望远镜，这种望远镜光力强、视场大、像差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。如果把施密特式望远镜的焦点前加一块反射镜，把焦面引到外面，就形成施密特-牛顿式望远镜。如果在焦面前加一块凸面副镜把光线引入主镜的小孔，成像于主镜后，就形成了施密特-卡塞格林式望远镜。施密特-卡塞格林式望远镜镜筒短，成像质量好，已经成了天文观测的重要工具。


1941年苏俄天文学家马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反式望远镜——马克苏托夫-卡塞格林式折返 镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。这种望远镜便于携带，常用于中小型望远镜，深受天文爱好者喜爱。


参见词条：折反射望远镜


电磁波段观测


现代天文学家研究宇宙，最主要的信息源是来自天体的电磁波辐射。电磁波是原子中的电荷做变速运动时产生的。来自宇宙的电磁波穿过地球大气层时，很多波段都被大气分子吸收掉了。这种大气屏蔽作用是地球生物的保障，没有这些屏蔽，地球生物将受到威胁。但是这对于天文学来说却是一种阻碍。幸好有两个透明的窗口：光学和无线电，它们为人类天文学发展提供了必要的信息通道。


光学窗口是波长在0.35-22微米的波段，包含可见光和一部分红外线。其中17-22微米是半透明的，1.1-17微米是间断性窗口，即有若干小缝能通过辐射。无线电窗口是波长在1毫米至30米的无线电波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。因此，地面望远镜通常是光学 望远镜和射电望远镜。


参见词条：电磁波


==技术==


自适应光学系统


自适应光学是一种能够有效解决动静态误差过大、大大提高成像质量的光学系统，是主动光学的一种。在天文望远镜的光学系统中，由于镜片的物理性质变化和大气湍流等因素，望远镜的分辨力不是很高，而且成像也很不如人意。20世纪70年代以后，由于基础技术的需求，自适应光学系统才建立起来。自适应光学系统是以光学波前为对象的自动控制系统，利用对光学波前的实时测量、控制、校正，使得光学系统能够自动适应环境变化，保持良好工作状态。波前探测器实时测量光学波前误差，波前控制器把误差转换为校正信号，波前校正器快速改变波前相位，以校正畸变。这种系统已经广泛用于天文望远镜上，现在，自适应光学系统还可以用于激光技术、人眼科学上。


参见词条：自适应光学


射电干涉阵列


射电波段的天文观测需要抛物面形的天线充当主镜。由于无线电波比光波波长长万倍以上，射电望远镜的分辨力比光学望远镜的分辨力低很多。口径不大的单面射电望远镜还不能确定射电源的精确方位。射电电波成像比光学成像难得多，因为只能通过电波捡拾器测定每一点的电波强度。20世纪50年代初，无线电天文学家赖尔(M.Ryle)等提出射电望远镜的综合孔径技术，即用多面天线组成射电望远镜的干涉阵列，同时观测同一片天区，数据综合处理后即可获得天体的射电图像。这种方法大大扩展了射电望远镜的总口径，使得分辨力大幅提高，视场也扩大很多，比光学望远镜还大。现代射电干涉阵列通常有十字阵、T字阵和螺旋阵等多种阵列。甚长基线干涉仪的出现，使得地球 上任意远的射电望远镜都可以组成干涉阵列，极大扩展了射电观测这颗眼睛的视力。


光学


欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)，由4台口径8.2米的望远镜组成，光学系统均为里奇-克莱琴式反射望远镜（R-C式，卡塞格林式的变种 ），位于智利北部的帕瑞纳天文台。四台望远镜既可单独观测，也可组成光学干涉阵列观测。天文台在沙漠之中，大气视宁度极佳，近些年取得了很多观测成果。


凯克望远镜(Keck)，由两台口径10米的望远镜组成，位于夏威夷莫纳克亚山山顶。光学系统为R-C式反射望远镜。两台望远镜采用薄镜镶 拼技术，使得主镜质量大大降低，它还具有自适应光学系统。这些技术使得其成为最成功的望远镜之一。


双子星望远镜(GEMINI)，由两台口径8米的望远镜组成，一台位于夏威夷莫纳克亚山，一台位于智利拉西亚北面的沙漠，以进行全天系统 观测。光学系统为R-C式反射望远镜，其主镜采用主动光学技术。


霍比-埃伯利望远镜(HET)，由91块直径1米的正六边形玻璃镶拼而成，总口径11米，等效口径9.2米，位于美国德克萨斯州麦克唐纳天文台。光学系统为反射式。HET望远镜是光谱巡天用望远镜．光轴的天顶角固定不变，为35°，即主镜不可上下移动；方位可作360°转动，但只用于改换观测天区，一次观测中望远镜是固定不动的。焦面装置备有球差改正器，每次观测只用到主镜的一部分。可观测天区为赤纬-10°到75°，但对不同赤纬的星可观测的时段不同，跟踪时间长短也可能不同，为45分钟到2.5小时。


日本国家天文台昴星团望远镜(SUBARU)，由一台口径8.2米的望远镜组成，位于夏威夷莫纳克亚山上。观测波段可至中红外。


加那利大型望远镜(GTC)，由一台口径10.4米的望远镜组成，位于加那利群岛的拉帕尔马岛上。群岛中的ORM天文台和OT天文台连同加那利天体物理研究所共同组成欧洲北方天文台。


大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST，也作郭守敬望远镜），由一台有效口径4米的望远镜组成，光学系统为施密特式，位于中国科学 院国家天文台兴隆观测站。它应用主动光学技术，使它成为大口径兼大视场光学望远镜的世界之最。在曝光1.5小时内可以观测到暗达20.5等的天体。而由于它视场达5°，在焦面上可放置四千根光纤，将遥远天体的光分别传输到多台光谱仪中，同时获得它们的光谱，是世界上光谱获取率最高的望远镜。


射电


超长基线阵列(VLBA)由10台口径25米的射电望远镜组成，跨度从美国东部的维尔京岛到西部的夏威夷，最长基线达8600千米，最短基线为200千米，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。


绿湾射电天文望远镜(GBT)，世界上最大的可移动射电望远镜之一。其抛物面型天线尺寸为100米x110米，它的这种不对称形状能防止支撑结构使其2000多块铝制面板镶嵌的镜面变得模糊不清。绿岸望远镜重达7300吨，高148米，但是十分灵活，可实时跟踪目标，还能快速变 焦，适应不同观测对象。


国际低频射电望远镜阵列(LOFAR)是最大的低频射电望远镜阵列，由散布在多个欧洲国家的大量（约20000个）单独天线组成的望远镜阵列。这些天线借助高速网络和欧洲最强大超算之一“COBALT”相关器形成一个占地30万平方米的射电望远镜。


阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列(ALMA)，由54台口径12米和12台口径7米的射电望远镜组成，位于智利北部阿塔卡马沙漠。66座天线既可以协同工作，也可以分别观测。所有天线取得信号经由专用的超级计算机处理。这些天线可用不同的配置法排成阵列，天线间的距离变化多样，最短可以是150米，最长可以到16公里。


日本国立天文台野边山观测所(NRO)，由一台口径45米的毫米波望远镜和6台口径10米的毫米波望远镜组成，位于日本长野县野边山。


500米口径球面射电望远镜(FAST)，由一台口径500米的球面射电望远镜组成，位于贵州省黔南，是由中国科学院国家天文台主导建设，具有我国自主知识产权、世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜。截止到2019年7月19日，这个世界上最大的射电望远镜已经发现了125颗优质脉冲星候选体，确认了86颗。


FAST不仅推动了我国天文学的发展，还为世界天文学研究、高科技领域研究带来了巨大的推动力。


阿雷西博天文台(ART)，由一台口径300米的球面射电望远镜组成，位于美国波多黎各自由邦。它曾是世界上最大的单口径射电望远镜，不仅能够接受电波，还能发射电波。过去57年来，世界各地的科学家一直使用阿雷西博望远镜研究遥远行星，发现潜在的危险小行星并寻找可能存在的地外生命。从太阳系小天体到遥远的太空深处的脉冲星，阿雷西博望远镜曾见证众多“人类第一次发现”。


2020年12月1日，阿雷西博射电望远镜坍塌阿雷西博望远镜坍塌是因为3个支撑塔全部断裂，重达900吨的接收平台直接坠落到望远镜的反 射盘上。天线被砸坏，望远镜已无修复可能。


中微子


中微子是组成自然界的最基本的粒子之一。它个头小、不带电，可自由穿过地球，质量非常轻，以接近光速运动，与其他物质的相互作用十分微弱，号称宇宙间的“隐身人”。科学界从预言它的存在到发现它，用了20多年的时间。中微子包含天体的大量信息。由于与物质作用十分微弱，中微子天文台通常十分巨大，且建于地下。


冰立方中微子天文台(IceCube)，由数千个中微子探测器和切伦科夫探测器组成，位于南极洲冰层下约2.4公里处，分布范围超过一立方公里。中微子与原子相撞产生的粒子名叫μ介子，生成的蓝色光束被称作“切伦科夫辐射”。由于南极冰的透明度极高，位于冰中的光学传感器能发现这种蓝光。已经冰立方天文台已作出许多科学成果。


超级神冈探测器，由约一万个中微子探测器组成，位于日本神冈一座废弃砷矿中。主结构——高41米、直径39米的水箱——在深达1000米的地下，内盛5万吨的超纯水，内壁安装数万个光电倍增管，用于观测切伦科夫辐射。其可接受太阳中微子，并解决了中微子缺失问题， 作出了很多科学成果。


江门地下中微子观测站(JUNO)，是一个现正在广东省江门市建造的多物理目标的综合性实验观测站。江门中微子实验除了可以利用反应堆中微子来确定中微子的质量顺序和精确测量中微子混合参数，还可以探测太阳中微子、来自银河系及邻近星系的超新星爆发产生的中微子和超新星背景中微子，对研究恒星演化和超新星爆发机制具有重要意义。另一方面，超新星爆发与众多天体物理学和宇宙学的基本问题紧密相关，如大质量恒星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽马射线暴和高能宇宙线的起源等。


引力波


引力波是指时空弯曲中的涟漪，通过波的形式从辐射源向外传播，这种波以引力辐射的形式传输能量。在1916年，爱因斯坦基于广义相对论预言了引力波的存在。引力波的存在是广义相对论洛伦兹不变性的结果，因为它引入了相互作用的传播速度有限的概念。相比之下，引力波不能够存在于牛顿的经典引力理论当中，因为牛顿的经典理论假设物质的相互作用传播是速度无限的。科学家们已经利用更为灵敏的探测器证实了引力波的存在。最为灵敏的探测器是LIGO，更多的空间引力波天文台(中国的中国科学院太极计划，和中山大学的天琴计划)正在筹划当中。


激光干涉引力波天文台(LIGO)，由两个干涉仪组成，每一个都带有两个4千米长的臂并组成L型，分别位于相距3000千米的美国华盛顿州和路易斯安娜州。每个臂由直径为1.2米的真空钢管组成，一旦引力波闯入地球，引发时空震荡，干涉臂距离就会变动，这将让干涉条纹变 化，依此确定引力波强度。


2017年8月17日，它首次发现双中子星并合引力波事件。


宇宙射线


宇宙射线是来自外太空的带电高能次原子粒子。它们可能会产生二次粒子穿透地球的大气层和表面。主要的初级宇宙射线（来自深太空与大气层撞击的粒子）成分在地球上一般都是稳定的粒子，像是质子、原子核、或电子。但是，有非常少的比例是稳定的反物质粒子，像是正电子或反质子，这剩余的小部分是研究的活跃领域。


大约89%的宇宙射线是单纯的质子，10%是氦原子核（即α粒子），还有1%是重元素。这些原子核构成宇宙线的99%。孤独的电子（像是β 粒子，虽然来源仍不清楚），构成其余1%的绝大部分；γ射线和超高能中微子只占极小的一部分。这些粒子的来源可能是太阳（或其它恒星）或来自遥远的可见宇宙，由一些还未知的物理机制产生的。宇宙射线的能量可以超过1020eV，远超过地球上的粒子加速器可以达到的1012至1013 eV。


高海拔宇宙线观测站(LHAASO)是世界上正在建设的海拔最高（4410米）、规模最大（2040亩）、灵敏度最强的宇宙射线探测装置，位于中国四川省稻城县海子山。观测站分为四个部分：电磁粒子探测阵列、缪子探测器阵列、水切伦科夫探测器阵列和广角切伦科夫探测器阵列。2016年7月开始基础设施建设，2020年12月6日缪子探测器阵列完工。


==空间望远镜==


太空是良好的天文观测场所。由于没有地球大气的屏蔽和干扰，很多类型的天文望远镜都选址太空。这些观测器大多设计精良，而且功能齐全，有的兼有望远镜和探测器的功能。


[[哈勃望远镜]]是以天文学家爱德温·哈勃为名的在地球轨道的望远镜。由于它位于地球大气层之上，因此获得了地基望远镜所没有的好处：影像不受大气湍流的扰动、视宁度绝佳，且无大气散射造成的背景光，还能观测会被臭氧层吸收的紫外线。它于1990年发射之后，已经成为天文史上最重要的仪器。它成功弥补了地面观测的不足，帮助天文学家解决了许多天文学上的基本问题，使得人类对天文物理有更多的认识。此外，哈勃的超深空视场则是天文学家能获得的最深入、也是最敏锐的太空光学影像。


开普勒太空望远镜是NASA设计来发现环绕着其他恒星之类地行星的太空望远镜，以天文学家开普勒命名。它利用凌日的方法来观测恒星以检查它是否存在行星。在整个生命周期（2009-2018）中，共发现两千多颗候选行星，48颗位于宜居带的行星。


[[盖亚太空望远镜]]是欧航局设计的恒星望远镜，用来精细观测银河系中1%恒星的位置和运动数据，用以解答银河系的起源和演化问题。盖亚望远镜已得到大量恒星的数据。


凌日系外行星勘测卫星(TESS，也作苔丝)是NASA设计的行星望远镜，于2018年4月发射升空，旨在接棒开普勒太空望远镜，成为NASA新一 代主力系外行星探测器。“苔丝”通过检测恒星亮度随时间变化的光曲线来寻找行星。一旦出现“凌日”现象，即当行星掠过恒星表面时，恒星的亮度就会像发生日食一样有所下降。“苔丝”上搭载着最尖端的探测仪器，如果锁定类似地球的岩石行星，就可以由NASA后续发射的[[詹姆斯·韦伯望远镜]]观察其大气环境，寻找生物存在的特征。


暗物质粒子探测卫星(DAMPE，也作悟空)，由中科院研发，是世界上观测能段范围最宽、能量分辨率最优的暗物质粒子探测卫星。DAMPE可以探测高能伽马射线、电子和宇宙射线。它由一个塑料闪烁探测器、硅微条、钨板、电磁量能器和中子探测器组成。DAMPE的主要科学目 标是以更高的能量和更好的分辨率来测量宇宙射线中正负电子之比，以找出可能的暗物质信号。它也有很大潜力来加深人类对于高能宇宙射线的起源和传播机制的理解，也有可能在高能γ射线天文方面有新发现。


威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)是NASA设计的探测宇宙微波背景辐射的探测器，以美国天文学家威尔金森命名。


雨燕卫星(Swift)是NASA等研制的γ射线暴观测卫星。用于探测宇宙中的γ射线暴。


帕克太阳探测器(PSP)，是以太阳风科学家尤里·帕克命名的航天器，是NASA第一次以健在人物命名的航天器。它是第一个飞入太阳日冕 的飞行器，仅仅位于太阳表面上方9个太阳半径处。太阳探测器的仪器探测它们遇到的等离子体、磁场和波、高能粒子和尘埃。它们也对 太阳探测器轨道附近以及日冕底部的偶极结构的日冕结构成像。


钱德拉X射线天文台(CXO)，是NASA于1999年发射的一颗X射线天文卫星，以物理学家钱德拉塞卡命名。目的是观测天体的X射线辐射，其特点是兼具极高的空间分辨率和谱分辨率，被认为是X射线天文学上具有里程碑意义的空间望远镜，标志着X射线天文学从测光时代进入了光谱时代。


== 参考来源 ==


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[[Category:320 天文學總論]]