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请问天文望远镜有什么参数?和观星有什么关系

来源:https://www.wzchild.com 作者:航天资讯 人气:187 发布时间:2019-01-31
摘要:望远镜通常是由一个长焦距物镜(主镜)将天体的影像聚焦,再在焦点附近用一个(短焦距)目镜把这个影像放大。一般来说,望远镜可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类。

  望远镜通常是由一个长焦距物镜(主镜)将天体的影像聚焦,再在焦点附近用一个(短焦距)目镜把这个影像放大。一般来说,望远镜可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类。

  一般折射望远镜的物镜,是由两块不同折光率的玻璃镜片组成,以减少色差,使红蓝两色的影像聚在同一焦点上,这类镜头称为消色差镜头(Achromatic lens)。严格来说,这类镜头影像外围仍有一个很淡紫色的光晕。

  较高级的镜头,是由三块不同折光率的玻璃镜片组成或采用较低色散的玻璃(ED)或甚至采用萤石晶体来制造,可消除红、绿、蓝三色的色差。这些镜头称为复消色差镜头(Apochromat)。它们的口径与焦距比可以达到f5。使到望远镜的长度缩短及重量较轻,使用较为方便,但售价十分昂贵。

  由于折射望远镜筒可以密封,所以维修保养方面较为方便,更适宜于搬往野外使用,同时亦不受镜筒内气流的影响。

  由于镜头起码由两块玻璃组成,所以成本(要磨制四块镜面)较同口径的反射望远镜昂贵。市面上一般售卖的小型天文望远镜,多属折射望远镜。

  反射望远镜是利用一块镀了金属(通常是铝)的凹面玻璃聚焦,由于焦点在镜前,所以必须在物镜焦点之前用另一块镜将影像反射出镜筒外,再用目镜放大。

  反射望远镜没有色差(因不用透过玻璃故无色散),但有其它各类的像差。如将反射凹面磨成抛物线形(Parabolic),则可消除球面差,但受彗形像差的影响严重,故边缘部份仍觉松散。

  利用一块与光轴成45度平面镜(Flat or diagonal)作为副镜(Secondary)将影像反射至镜筒前侧。这种结构最为简单,影像反差较高,亦最多人选用,通常焦比在f4至f8之间。

  利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜,在主镜焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射,所以镜筒可以缩短,但视场较窄,像散较牛顿式严重,同时有少许场曲(Curvature of field)。

  于反射式望远镜只要磨制一个光学面,所以以同一口径而论,价钱较折射镜为廉。普通天文爱好者,拥有150mm、200mm口径的为数不少,反射式望远镜同时可以自己磨制。

  因为镜筒不可能密封,所以主镜很易受烟尘影响,故难于保养,同时受气温与镜筒内气流的影响较大,搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置,而校正光轴亦相当繁复,带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍射纹,亦使影像反差降低。

  这是一类同时利用折射与反射原理的望远镜,是1930 年由施密特(Schmidt)发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差,同时利用一非球面透镜(Aspheric Iens)放于主镜前适当位置作为矫正镜(Corrector)以矫正主镜的球面差。这样可以得出一个阔角(可达40一50度)的视场而没有一般反射镜常有的球面差与彗形像差,只有矫正镜做成的轻微色差而已。摄影用的施密特望远镜,焦比方面可以做到很小(通常在f1至f3间,最小可达〃0.6),因此很适宜于星野及星云摄影。不过唯一的缺点是有一定的场曲,因此底片必须同样变曲来适应(用特别的底片座承接),同时底片是放在望远镜筒内,故此只能逐张放入。

  一般天文爱好者用的是施密特卡式折反射望远镜(Schmidt- cassegrain),利用一块凸镜作为副镜,在主镜焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。因为经过一次反射,所以镜筒可以缩短,通常焦比在f6.4至f10之间。

  除了施密特卡式(Schmidt- cassegrain)外及还有马克苏托夫(Maksutov)设计都是利用矫正镜及利用一块凸镜作为副镜,在主镜焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。近年十分流行的折反射望远镜如Celestron”及“Meade”都是利用施密特卡式(Schmidt-cassegrain)原理构成,而Questar、“Meade”的ETX 系列及Intes则利用马克苏托夫式原理。

  折反射望远镜的镜身短、焦距长、焦点在主镜后,视场亦相当平坦,镜前由矫正镜密封,故不论使用或保养都十分方便,质素方面不错(但不及牛顿式,尤以反差方面)。

  虽然理论上望远镜的放大倍率是可以随意改变的(只耍换上不同的目镜)更甚至将放大倍率提升到千倍或以上。但在实际观测是有极限的。

  每一支望远镜都是有它的可用最高倍率。超越这个倍率所得来的部只会无济于事甚至严重影响观测效果。

  可用最高倍率除决定于望远镜的口径外还耍视乎当观测时的大气稳定度(SEEING)及被观测的物体的特性。通常星云星团等都不需要作最高

  当然望远镜的质素是会改变以上的倍值。优质望远镜的可用最高倍在十分之理想的大气稳定度下可以达到口径(mm)的3倍。

  分辨力(又称为解像力)是指望远镜能够分辨两个接近星点的能力。当两个星点的分隔小于分辨力则望远镜便不能将两颗星分辨为两个星点。人眼的分辨力约为1。望远镜的分辨力可用以下的公式求得:

  集光力是指望远镜较人眼聚集多少倍光来表示,与望遂镜焦距,放大倍无关。人眼的瞳孔口径在黑暗的环境能够扩大至7mm,所以计算望远镜的集光力是用以下的方程式:

  透过望远镜可以看到人眼不能看见的暗弱星体。这是因为望远镜的集光力较人眼强能够看到较暗的星,但这是有限度的。极限星等是指该台望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星最暗为6等而50mm口径的望远镜则为10.3等。当然口径愈大所能见的极限星等愈暗。

  从天文望远镜观察星空,可见圆形的视野中有星星。视野变成圆形的原因,是目镜的焦点面装有视野圈。目镜内可见的视野范围称为「目视界」,在目视界中,实际星空的范围称为「实视界」。单位各以角度表示,若目镜的目视界和望远镜的信率为已知数,依下式可计算实视界:

  在未购置一支望远镜前,必须先考虑以下因素,才能作出最合乎自己条件与要求的选择。

  2) 望远镜的未来应用范围及要求的口径、放大倍率及解像力,必须适合自己的主要观察对象;

  一般没有固定观察地 点的天文爱好者,为了方便野外观星摄影起见,多以机动性为前提。很多都选用80-100mm口径的折射镜,或150mm(6英寸)以下的反射,或200mm(8英寸)以下的折反射镜。如用汽车搬运,可考虑购置较大的仪器,但若以一个人搬运,则100mm的折射镜或150mm的反射镜或200mm的折反射镜似乎已是体力的极限了。

  展开全部天文望远镜只是观星的其中一种工具,还有肉眼和双桶,根据不同的项目选择不同的工具,例如看流星用肉眼,小星座,星团等用双桶等,一样会很精彩的,天文镜我一般用来看行星,

  展开全部天文望远镜是观测天体的重要手段,可以毫不夸大地说,没有望远镜的诞生和发展,就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高,天文学也正经历着巨大的飞跃,迅速推进着人类对宇宙的认识。

  从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中,光学望远镜一直是天文观测最重要的工具,下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍。

  折射式望远镜1608年,荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物,受此启发,他制造了人类历史第一架望远镜。

  1609年,伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜,凹透镜作为目镜,这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空,得到了一系列的重要发现,天文学从此进入了望远镜时代。

  1611年,德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜,使放大倍数有了明显的提高,以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式,天文望远镜是采用开普勒式。

  需要指出的是,由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜,存在严重的色差,为了获得好的观测效果,需要用曲率非常小的透镜,这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内,天文学家一直在梦想制作更长的望远镜,许多尝试均以失败告终。

  1757年,杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散,建立了消色差透镜的理论基础,并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此,消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是,由于技术方面的限制,很难铸造较大的火石玻璃,在消色差望远镜的初期,最多只能磨制出10厘米的透镜。

  十九世纪末,随着制造技术的提高,制造较大口径的折射望远镜成为可能,随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的,其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。

  折射望远镜的优点是焦距长,底片比例尺大,对镜筒弯曲不敏感,最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差,同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难,到1897年叶凯士望远镜建成,折射望远镜的发展达到了顶点,此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜,并且,由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显,因而丧失明锐的焦点。

  第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后,决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜,使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差,但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。

  詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案:利用一面主镜,一面副镜,它们均为凹面镜,副镜置于主镜的焦点之外,并在主镜的中央留有小孔,使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出,到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差,这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜,这在理论上是正确的,但当时的制造水平却无法达到这种要求,所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。

  1672年,法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案,结构与格雷戈里望远镜相似,不同的是副镜提前到主镜焦点之前,并为凸面镜,这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散,降低了放大率,但是它消除了球差,这样制作望远镜还可以使焦距很短。

  卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式,光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短,放大倍率也大,所得图象清晰;既有卡塞格林焦点,可用来研究小视场内的天体,又可配置牛顿焦点,用以拍摄大面积的天体。因此,卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。

  赫歇尔是制作反射式望远镜的大师,他早年为音乐师,因为爱好天文,从1773年开始磨制望远镜,一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中,它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。

  在反射式望远镜发明后的近200年中,反射材料一直是其发展的障碍:铸镜用的青铜易于腐蚀,不得不定期抛光,需要耗费大量财力和时间,而耐腐蚀性好的金属,比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法,能在玻璃上涂一薄层银,经轻轻的抛光后,可以高效率地反射光。这样,就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。

  1918年末,口径为254厘米的胡克望远镜投入使用,这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置,更为重要的是,哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。

  二十世纪二、三十年代,胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年,美国建造了口径为508厘米望远镜,为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔,将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年,尽管它比胡克望远镜看得更远,分辨能力更强,但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说:海尔望远镜(1948年)就象半个世纪以前的叶凯士望远镜(1897年)一样,似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了。在1976 年前苏联建造了一架600厘米的望远镜,但它发挥的作用还不如海尔望远镜,这也印证了阿西摩夫所说的话。

  反射式望远镜有许多优点,比如:没有色差,能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息,且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足:如口径越大,视场越小,物镜需要定期镀膜等。

  折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年,德国光学家施密特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镜,与球面反射镜配合,制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜,这种望远镜光力强、视场大、象差小,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。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。

  1940年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射望远镜,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。

  由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点,非常适合业余的天文观测和天文摄影,并且得到了广大天文爱好者的喜爱。

  望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。

  但是,随着望远镜口径的增大,一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨,可动部分的重量为530吨,而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观,温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看,传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比,所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。

  自七十年代以来,在望远镜的制造方面发展了许多新技术,涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限,并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用,使望远镜的设计思想有了一个飞跃。

  从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面;美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。

  优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下,可以将80%的几何光能集中在0〃.6范围内,而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80%的光能集中在0〃.2~0〃.4,甚至更好。

  Keck I 和Keck II分别在1991年和1996年建成,这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜,因其经费主要由企业家凯克(Keck W M)捐赠(Keck I 为9400万美元,Keck II为7460万美元)而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚,将它们放在一起是为了做干涉观测。

  它们的口径都是10米,由36块六角镜面拼接组成,每块镜面口径均为1.8米,而厚度仅为10厘米,通过主动光学支撑系统,使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个:近红外照相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。

  象Keck这样的大望远镜,可以让我们沿着时间的长河,探寻宇宙的起源,Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻。

  欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上,它们均为RC光学系统,焦比是F/2,采用地平装置,主镜采用主动光学系统支撑,指向精度为1〃,跟踪精度为0.05〃,镜筒重量为100吨,叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵,做两两干涉观测,也可以单独使用每一台望远镜。

  双子望远镜是以美国为主的一项国际设备(其中,美国占50%,英国占25%,加拿大占15%,智利占5%,阿根廷占2.5%,巴西占2.5%),由美国大学天文联盟(AURA)负责实施。它由两个8米望远镜组成,一个放在北半球,一个放在南半球,以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制,副镜作倾斜镜快速改正,还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。

  该工程于1993年9月开始启动,第一台在1998年7月在夏威夷开光,第二台于2000年9月在智利赛拉帕琼台址开光,整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。

  这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点:一是镜面薄,通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量;二是可实现0.1〃的高精度跟踪;三是采用圆柱形观测室,自动控制通风和空气过滤器,使热湍流的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架,可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。

  这是我国正在兴建中的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是:

  1. 把主动光学技术应用在反射施密特系统,在跟踪天体运动中作实时球差改正,实现大口径和大视场兼备的功能。

  3. 多目标光纤(可达4000根,一般望远镜只有600根)的光谱技术将是一个重要突破。

  LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m,比SDSS计划高2等左右,实现107个星系的光谱普测,把观测目标的数量提高1个量级。

  1932年央斯基(Jansky. K. G)用无线电天线探测到来自银河系中心(人马座方向)的射电辐射,这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。

  第二次世界大战结束后,射电天文学脱颖而出,射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用,比如:六十年代天文学的四大发现,类星体,脉冲星,星际分子和宇宙微波背景辐射,都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。

  英国曼彻斯特大学于1946年建造了直径为66.5米的固定式抛物面射电望远镜,1955年又建成了当时世界上最大的可转动抛物面射电望远镜;

  六十年代,美国在波多黎各阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜,它是顺着山坡固定在地表面上的,不能转动,这是世界上最大的单孔径射电望远镜。

  1962年,Ryle发明了综合孔径射电望远镜,他也因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。

  七十年代,联邦德国在波恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜,这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。

  八十年代以来,欧洲的VLBI网(EVN),美国的VLBA阵,日本的空间VLBI(VSOP)相继投入使用,这是新一代射电望远镜的代表,它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。

  中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划(CORE)和欧洲的甚长基线干涉网(EVN),这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究(CORE)和天体物理研究(EVN)。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式,起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。

  另外,美国国立四大天文台(NARO)研制的100米单天线望远镜(GBT),采用无遮挡(偏馈),主动光学等设计,该天线年有可能投入使用。

  国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵(SKA),该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高,有关各国正在进行各种预研究。

  在增加射电观测波段覆盖方面,美国史密松天体物理天文台和中国台湾天文与天体物理研究院正在夏威夷建造国际上第一个亚毫米波干涉阵(SMA),它由8个6米的天线z,部分设备已经安装。美国的毫米波阵(MMA)和欧洲的大南天阵(LAS)将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线GHz,放在智利的Atacama附近,如果合并顺利,将在2001年开始建造,日本方面也在考虑参加该计划的可能性。

  在提高射电观测的角分辨率方面,新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案;为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度,第二代空间VLBI计划――ARISE(25米口径)已经提出。

  相信这些设备的建成并投入使用将会使射电天文成为天文学的重要研究手段,并会为天文学发展带来难以预料的机会。

  我们知道,在地球表面有一层浓厚的大气,由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用(主要是吸收和反射),使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为大气窗口,这种窗口有三个。

  光学窗口:这是最重要的一个窗口,波长在300~700纳米之间,包括了可见光波段(400~700纳米),光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。

  红外窗口:红外波段的范围在0.7~1000微米之间,由于地球大气中不同分子吸收红外线波长不一致,造成红外波段的情况比较复杂。对于天文研究常用的有七个红外窗口。

  射电窗口:射电波段是指波长大于1毫米的电磁波。大气对射电波段也有少量的吸收,但在40毫米~30米的范围内大气几乎是完全透明的,我们一般把1毫米~30米的范围称为射电窗口。

  大气对于其它波段,比如紫外线、X射线、γ射线等均为不透明的,在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。

  最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是,由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个近红外窗口,要获得更多红外波段的信息,就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代,当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。

  1983年1月23日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜,主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在,IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。

  1995年11月17日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台(ISO)发射升空并进入预定轨道。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜,它的功能和性能均比IRAS有许多提高,它携带了四台观测仪器,分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F-P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比,ISO从近红外到远红外,更宽的波段范围;有更高的空间分辨率;更高的灵敏度(约为IRAS的100倍);以及更多的功能。

  ISO的实际工作寿命为30个月,对目标进行定点观测(IRAS的观测是巡天观测),这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中,以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。

  从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处,因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装,使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测,更大地发挥观测设备的效率。

  紫外望远镜紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围,观测波段为3100~100埃。紫外观测要放在150公里的高度才能进行,以避开臭氧层和大气的吸收。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空,以后用了火箭,航天飞机和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。

  紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围,在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃,当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为3100~100埃,和X射线相接,这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。

  1968年美国发射了OAO-2,之后欧洲也发射了TD-1A,它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空,它携带了一架0.8米的紫外望远镜,正常运行了9年,观测了天体的950~3500埃的紫外谱。

  1978年发射了国际紫外探测者(IUE),虽然其望远镜的口径比哥白尼号小,但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。

  1990年12月2~11日,哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测;1995年3月2日开始,Astro-2天文台完成了为期16天的紫外天文观测。

  1992年美国宇航局发射了一颗观测卫星――极远紫外探索卫星(EUVE),是在极远紫外波段作巡天观测。

  1999年6月24日FUSE卫星发射升空,这是NASA的起源计划项目之一,其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。

  紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分,自哥白尼号升空至今的30年中,已经发展了紫外波段的EUV(极端紫外)、FUV(远紫外)、UV(紫外)等多种探测卫星,覆盖了全部紫外波段。

  X射线纳米,其中波长较短(能量较高)的称为硬X射线,波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的,因此只有在六十年代人造地球卫星上天后,天文学家才获得了重要的观测成果,X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线月,美国麻省理工学院的研究小组第一次发现来自天蝎座方向的强大X射线源,这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代,高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功,首次进行了X射线波段的巡天观测,使X射线的观测研究向前迈进了一大步,形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来,各国相继发射卫星,对X射线月,由前苏联的火箭将德国、英国、前苏联、及荷兰等国家研制的X射线年日本的X射线探测卫星GINGA发射升空;

  1989年前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星――GRANAT,它载有前苏联、法国、保加利亚和丹麦等国研制的7台探测仪器,主要工作为成象、光谱和对爆发现象的观测与监测;

  1990年6月,伦琴X射线天文卫星(简称ROSAT)进入地球轨道,为研究工作取得大批重要的观测资料,到现在它已基本完成预定的观测任务;

  1990年12月哥伦比亚号航天飞机将美国的宽带X射线望远镜带入太空进行了为期9天的观测;

  1993年2月,日本的飞鸟X射线探测卫星由火箭送入轨道;

  1999年7月23日美国成功发射了高等X射线天体物理设备(CHANDRA)中的一颗卫星,另一颗将在2000年发射;

  γ射线望远镜γ射线比硬X射线的波长更短,能量更高,由于地球大气的吸收,γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。

  1991年,美国的康普顿(γ射线)空间天文台(Compton GRO或CGRO)由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测,同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量,取得了许多有重大科学价值的结果。

  CGRO配备了4台仪器,它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高,这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化,也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是:爆发和暂时源实验(BATSE),可变向闪烁光谱仪实验(OSSE),1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜(COMPTEL),1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜(COMPTEL)。

  受到康普顿空间天文台成功的鼓舞,欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划-INTEGRAL,准备在2001年送入太空,它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。

  我们知道,地球大气对电磁波有严重的吸收,我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展,在大气外进行观测已成为可能,所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜(Space telescope)。空间观测设备与地面观测设备相比,有极大的优势:以光学望远镜为例,望远镜可以接收到宽得多的波段,短波甚至可以延伸到100纳米。没有大气抖动后,分辨本领可以得到很大的提高,空间没有重力,仪器就不会因自重而变形。前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的,也属于空间望远镜。

  展开全部1、物镜的口径(D)望远镜的物镜口径一般是指有效口径,也就是通光直径,即望远镜的入射光瞳直径,是望远镜聚光本领的主要标志,而不是指镜头的玻璃的直径大小。2、焦距(f)望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成,其中第一个系统(物镜)的像方焦点与第二个系统(目镜)的物方焦点相重合。物镜焦距常用f表示,而目镜焦距用f’表示。物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体,焦距越长,天体在焦平面上的影像尺寸就越大。3、相对口径(A)与焦比(1/A)

  望远镜有效口径D与焦距f之比,称为相对口径或相对孔径A,即A=D/f。这是望远镜光力的标志,故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方(A2)成正比;流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积(D2/f)成正比。因此,作天体摄影时,要注意选择合适的A或焦比1/A(即f/D。照相机上称为光圈号数或系数)。

  刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距,称为分辨角,以δ表示。理论上根据光的衍射原理可得

  式中λ为入射光波长。在取人眼敏感波长(λ=5.55×10-4mm)时,δ用弧度表示,有

  此为理论的分辨角,实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响,很难达到此理想的数值。而对于照相观测,对于同一天体,物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大,此为比例尺,以每毫米对应天体上的张角α〃来表示:

  由式可知,只要变换目镜,对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领,大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响,一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况,放大率一般控制在物镜口径毫米数的1~2倍。

  能够被望远镜良好成像的天空区域,直接在观测者眼中所张的角度,称为视场或视场角(ω)。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角,反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影,视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。

  在未知视场的数值时,可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星,调好仪器,使星像在视场中央通过。仪器不动(不开转仪钟),记录该星经过视场的时间间隔,设为t秒,星体的赤纬为δ,则视场角为ω=15ts cosδ

  在晴朗无月的夜间,用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等,称为极限星等(mb),极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因素有关。不同作者给出的经验表达式,略有差异。较简单的估计式为mb=6.9+5lgD

  式中D用cm为单位,对于照相观测,极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式:

  式中t为极限露光时间,不考虑底片的互易律失效,也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法,是利用昴星团中央处选标星的标准星等(见右图),或者用北极星(NPS)的标准星等(照相星等,仿视星等)来估计或推算。

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