編輯這臺折射望遠鏡
伽利略望遠鏡
1609年，伽利略制作了壹架直徑為4.2厘米，長約12厘米的望遠鏡。他用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡。這個光學系統被稱為伽利略望遠鏡。伽利略把望遠鏡對準天空，取得了壹系列重要發現。天文學進入了望遠鏡時代。世界上最大的天文望遠鏡
開普勒望遠鏡
1611年，德國天文學家開普勒用兩塊雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，顯著提高了放大倍數。後來，人們把這個光學系統叫做開普勒望遠鏡。現在人們還在使用這兩種折射式望遠鏡，天文望遠鏡采用開普勒式。需要指出的是，當時由於望遠鏡采用單鏡頭作為物鏡，存在嚴重的色差。為了獲得良好的觀察效果，需要壹個曲率很小的透鏡，這必然導致鏡體的加長。所以長期以來，天文學家壹直夢想著制造更長的望遠鏡，很多嘗試都以失敗告終。
折射的發展
1757年，都龍通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡望遠鏡。然而，由於技術限制，很難鑄造大型燧石玻璃。消色差望遠鏡初期，最多只能磨10 cm鏡片。19世紀末，隨著制造技術的提高，制造大口徑折射望遠鏡成為可能，出現了制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現存的8臺70 cm以上的折射望遠鏡中，有7臺建於1885至1897年之間，其中最具代表性的是建於1897年的102 cm口徑的葉克石望遠鏡和建於1886年的91 cm口徑的裏克望遠鏡。折射式望遠鏡具有焦距長、負標度大、對鏡筒彎曲不敏感等優點，最適用於天體測量。但總會有殘余色差，同時對紫外和紅外波段的輻射吸收非常強。巨大光學玻璃的鑄造也非常困難。到了1897年葉克石望遠鏡建成的時候，折射望遠鏡的發展達到了頂峰，之後的百年間沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為技術上無法鑄造壹大塊完美的玻璃作為鏡頭，大尺寸的鏡頭由於重力的作用變形會非常明顯，從而失去明銳的對焦。博斯馬·管波折射望遠鏡
編輯這個反折射望遠鏡
施密特折疊反射望遠鏡
折反射望遠鏡最早出現在1814。1931年，德國光學家施密特利用獨特的接近平行板的非球面薄透鏡作為校正鏡，配合球面反射鏡，制成了可以消除球差和離軸像差的施密特型折反射望遠鏡。這種望遠鏡光焦度強，視場大，像差小，適合拍攝天空的大面積照片，尤其適合拍攝昏暗的星雲。施密特望遠鏡已經成為天文觀測的重要工具。
馬克蘇托夫風格
1940年，馬克蘇托夫用彎月形透鏡作為矯正透鏡，制作了另壹種折疊反射望遠鏡。它的兩個面是兩個曲率不同的球面，差別不大，但是曲率和厚度都很大。它的所有表面都是球面，比施密特望遠鏡的校正板更容易磨削，鏡筒更短，但視場比施密特望遠鏡小，對玻璃的要求更高。由於折反射望遠鏡可以兼顧折射式和反射式望遠鏡的優點，非常適合業余天文觀測和天文攝影，壹直受到天文愛好者的喜愛。
編輯這段現代大型光學望遠鏡
簡介
望遠鏡的集光能力隨著孔徑的增大而增強。望遠鏡的集光能力越強，能看到的天體越暗越遠，其實就是看到更早的宇宙。天體物理學的發展需要更大口徑的望遠鏡。然而，隨著望遠鏡口徑的增大，壹系列的技術問題也隨之而來。海爾望遠鏡鏡片重量為14.5噸，可移動部分重量為530噸，6米鏡重量為800噸。望遠鏡自重引起的鏡頭變形相當大，溫度不均勻使鏡面變形，影響成像質量。從制造的角度來看，傳統方法制造望遠鏡的成本幾乎與口徑的平方或立方成正比，因此需要尋找壹種新的方法來制造更大口徑的望遠鏡。自20世紀70年代以來，在制造望遠鏡方面發展了許多新技術，涉及光學、機械、計算機、自動控制和精密機械。這些技術使望遠鏡的制造突破了鏡面口徑的限制，降低了成本，簡化了望遠鏡的結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使得望遠鏡的設計理念有了壹個飛躍。自20世紀80年代以來，國際上掀起了制造新壹代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT、美英加的雙子座、日本的斯巴魯等使用薄鏡作為主鏡；美國的KeckI、KeckII、HET望遠鏡的主鏡采用拼接技術。在最佳工作狀態下，傳統望遠鏡優秀的賽格林焦可以將80%的幾何光能集中在0.6的範圍內，而新技術制造的新壹代大望遠鏡可以將80%的光能集中在0.2 ~ 0.4，甚至更好。下面簡單介紹幾個有代表性的大型望遠鏡:金都天文望遠鏡。
KeckI (KeckII) KeckI和KeckII分別建於1991和1996。這是目前世界上已投入工作的最大的光學望遠鏡，因為其資金主要由企業家KeckWM捐贈(KeckI 9400萬美元，KeckII 7460美元)。這兩臺壹模壹樣的望遠鏡被放置在夏威夷的莫納克，它們被放在壹起進行幹涉觀測。它們的孔徑是10米，由36面六角鏡組成。每面鏡子的光圈為1.8米，厚度僅為10厘米。通過主動光學支撐系統，反射鏡保持極高的精度。焦平面器件有三個:近紅外相機、高分辨率CCD探測器和高色散光譜儀。像凱克這樣的大望遠鏡可以讓我們沿著時間的長河探索宇宙的起源，凱克可以讓我們看到宇宙最初誕生的那壹刻。
歐洲南方天文臺甚大望遠鏡(VLT)
從1986開始，歐洲南方天文臺壹直在研制等效孔徑為16米的光學望遠鏡，由4臺8米望遠鏡組成。四臺8米望遠鏡排成壹條直線。都是RC光學系統，焦距比為F/2。主鏡由主動光學系統支撐。指向精度1 ″，跟蹤精度0.05 ″，鏡筒重量100噸，叉臂重量小於10噸。這四臺望遠鏡可以組成幹涉陣列，成對做幹涉觀測，也可以各自獨立使用。
雙子座望遠鏡(雙子座)
雙子座望遠鏡是美國主導的國際設備(其中美國占50%，英國占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%)，由美國大學天文聯合會(AURA)實施。它由兩臺8米望遠鏡組成，壹臺在北半球，壹臺在南半球，進行全天時系統觀測。主鏡采用主動光學控制，副鏡采用傾斜鏡快速校正，紅外區通過自適應光學系統將接近衍射極限。工程於9月開工，1993。第壹個於7月在夏威夷啟用，1998，第二個於2000年9月在智利的serapa瓊臺站點啟用。整個系統預計在2001年驗收後投入使用。
昴宿星(日本)8米望遠鏡(斯巴魯)
這是壹架8米長的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點:壹是反射鏡薄，通過主動光學和自適應光學獲得高成像質量；二是可以實現0.1”的高精度跟蹤；第三，采用圓柱形觀察室，自動控制通風和空氣過濾器，使消除熱湍流達到最佳狀態。這種望遠鏡采用Serrurier桁架，可以在移動時保持主框架和副框架平行。LAMOST(郭守敬)大天區多目標光纖光譜望遠鏡是我國已建成的有效孔徑4m、焦距20m、視場20平方度的中衛星儀式用反射式施密特望遠鏡。其技術特點是:1。將主動光學技術應用於反射式施密特系統，在天體運動跟蹤中進行實時球差校正，實現了大光圈和大視場兩種功能。2.球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術。3.多目標光纖(多達4000根，而壹般望遠鏡只有600根)的光譜技術將是壹個重要的突破。LAMOST將星系的極限星等推至20.5m，比SDSS計劃高出約2倍，實現了107個星系的光譜巡天，使觀測目標數量增加了1個數量級。
編輯這臺射電望遠鏡
在1932，揚斯基。K.G用射電天線探測到了來自銀河系中心(人馬座方向)的射電發射，這標誌著人類在傳統光學波段之外的第壹個觀測窗口。二戰結束後，射電天文學出現，射電望遠鏡在射電天文學的發展中起到了關鍵作用。比如60年代天文學的四大發現，類星體、脈沖星、星際分子和宇宙微波背景輻射，都是通過射電望遠鏡觀測到的。射電望遠鏡的每壹次重大進步，無壹例外都會為射電天文學的發展樹立壹個裏程碑。英國曼徹斯特大學於1946年建成了直徑為66.5米的固定拋物面射電望遠鏡，並於1955年建成了世界上最大的可旋轉拋物面射電望遠鏡。20世紀60年代，美國在波多黎各阿雷西博建造了直徑305米的拋物面射電望遠鏡。它沿著山坡被固定在地面上，不能旋轉。它是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。1962年，賴爾發明了合成孔徑射電望遠鏡，並因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。合成孔徑射電望遠鏡達到了相當於壹個大口徑單天線加多個較小天線結構的效果。1967 Broten等人首次記錄了VLBI幹涉條紋。20世紀70年代，聯邦德國在玻恩附近建成了直徑為100米的全向旋轉拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可旋轉單天線射電望遠鏡。自20世紀80年代以來，歐洲的VLBI網絡(EVN)、美國的VLBA陣列和日本的空間VLBI(VSOP)相繼投入使用，它們是新壹代射電望遠鏡的代表，在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超越了以往的望遠鏡。中國科學院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩臺25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃(CORE)和歐洲的甚長基線幹涉儀網絡(EVN)，分別用於地球自轉和高精度天體測量研究(CORE)和天體物理研究(EVN)。這種各國射電望遠鏡長基線幹涉觀測的方式，達到了任何壹個國家單獨使用大型望遠鏡都無法達到的效果。此外，美國國家四大天文臺(NARO)研制的100m單天線望遠鏡(GBT)采用了無屏蔽(偏饋)和主動光學的設計。天線目前正在安裝，可能在2000年投入使用。國際上將聯合研制接收面積為1平方公裏的低頻射電望遠鏡陣列(SKA)。這壹計劃將把低頻射電觀測的靈敏度提高兩個數量級左右，相關國家正在開展各種預先研究。在增加無線電觀測波段覆蓋方面，美國史密森天體物理天文臺和中國臺灣省天文與天體物理研究所正在夏威夷建設首個亞毫米波幹涉陣列(SMA)，由8個6米天線組成，工作頻率範圍為190GHz至85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣列(MMA)和歐洲的大南方天空陣列(LAS)將合並成壹個新的毫米波陣列計劃――ALMA。該項目將包括64個12m天線，最長基線超過10km，工作頻率範圍為70至950GHz。如果合並成功，將於2001開工建設，日本也在考慮參與這壹項目的可能性。在提高射電觀測的角分辨率方面，新壹代大型設備大多考慮幹涉陣列的方案；為了進壹步提高空間VLBI觀測的角度分辨率和靈敏度，提出了第二代空間VLBI項目——25m孔徑。相信這些裝置的建成和使用將使射電天文學成為天文學的重要研究手段，為天文學的發展帶來不可預知的機遇。
編輯這臺太空望遠鏡
摘要
我們知道地球大氣層對電磁波的吸收很嚴重，在地面上只能觀測到無線電、可見光和壹些紅外波段。隨著空間技術的發展，大氣層外的觀測成為可能，於是就有了可以在大氣層外觀測的太空望遠鏡。與地面觀測設備相比，空間觀測設備有很大的優勢:以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收的波段要寬得多，短波甚至可以擴展到100納米。沒有大氣抖動，分辨率可以大大提高，而且太空中沒有重力，儀器不會因自重而變形。上面提到的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡和壹些紅外望遠鏡的觀測都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。
哈勃太空望遠鏡
這是美國國家航空航天局主持建造的四個巨型空間天文臺中的第壹個，也是最大、最昂貴和最受歡迎的天文觀測項目。建於1978年，設計7年，1989年完工，1990年4月25日由航天飛機發射，耗資30億美元。但由於人為因素造成主鏡光學系統球差，不得不在1993 65438+2月2日進行了大規模的修復工作。修復的成功使HST的性能達到甚至超過了原設計目標。觀測結果表明，其分辨率比地面大型望遠鏡高幾十倍。在1997的維護過程中，為HST安裝了第二代儀器，包括空間望遠鏡成像光譜儀、近紅外相機和多目標攝譜儀，將HST的觀測範圍擴展到近紅外，提高了紫外光譜的效率。19年2月1999的維修為HST更換了陀螺儀和新計算機，安裝了第三代儀器——高級普查相機，將提高HST在紫外-光學-近紅外的靈敏度和測繪性能。HST對國際天文學的發展有著非常重要的影響。
21世紀初的空間天文望遠鏡
“下壹代大型太空望遠鏡”(NGST)和“太空幹涉測量任務”(SIM)是美國國家航空航天局Origin計劃的重點項目，用於探索最早期宇宙中形成的首批星系和星團。其中，NGST是壹臺直徑4 ~ 8米的大口徑被動制冷望遠鏡，是HST和SIRTF(紅外空間望遠鏡)的後續項目。其強大的觀測能力尤其體現在光學、近紅外和中紅外大視場、衍射極限測繪等方面。運行在近地軌道上的SIM采用邁克爾幹涉方案，提供精確的恒星絕對定位測量，精度為毫角秒，同時由於其具有合成地圖和產生高分辨率圖像的能力，可用於搜索其他行星等科學目的。“天體物理全天空天體測量幹涉儀”(GAIA)將對銀河系的整體幾何結構和運動學進行全面徹底的巡天，並在此基礎上開辟天體物理研究的廣闊領域。蓋亞采用斐索幹涉方案，視場為1。蓋亞和SIM的任務在很大程度上是互補的。
基地天文臺
因為無人太空天文觀測只能靠事先設計好的觀測模式自動進行，非常被動。如果在月球表面建立月基天文臺，可以變被動為主動，大大提高觀測精度。阿波羅16登月時，宇航員拍攝了月球表面大麥哲倫雲的照片，照片顯示月球表面是壹個理想的天文觀測場所。建立月基天文臺有以下優勢:1。月球處於高真空狀態，比空間天文觀測設備低壹百萬倍。2.月球為天文望遠鏡提供了穩定、堅實、巨大的觀測平臺，在月球上觀測只需要非常簡單的跟蹤系統。3.月球地震活動僅相當於地震活動的10-8，這對於在月球表面建立長達幾十到幾百公裏的長基線射電、光學和紅外幹涉系統非常有利。月球表面的重力只有地球表面的1/6，這將給天文臺的建設帶來便利。此外，地球上所有影響天文觀測的因素，如大氣折射、散射吸收、無線電幹擾等，在月球上都不存在。美國、歐洲和日本都計劃在未來幾年內再次登月，並在月球上建立永久居住區。可以預期，人類在月球建立永久基地後，建立月基天文臺是必然的。對於天文學和天體物理學的研究領域來說，空間觀測項目在人員規模和經費上都是相當可觀的。比如像凱克這樣世界上最大的地面光學望遠鏡的建造成本(7000-9000萬美元)，只相當於壹顆普通太空探索衛星的研制和發射成本。而且空間天文觀測難度大，儀器接收面積小，運行壽命短，維護困難，無法替代地面天文觀測。21世紀，空間觀測和地面觀測將是鳳凰天文望遠鏡的兩翼，在天文觀測中相輔相成。
在本段中編輯其他波段的望遠鏡。
摘要
我們知道地球表面有厚厚的大氣層。由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用(主要是吸收和反射)，大部分波段的天體輻射都無法到達地面。人們形象地把能到達地面的波段稱為“大氣窗口”，這樣的“窗口”有三個。天文望遠鏡
光學窗口:這是最重要的窗口，波長在300-700納米之間，包括可見光波段(400-700納米)。光學望遠鏡壹直是地面天文觀測的主要工具。紅外窗口:紅外波段的範圍在0.7 ~ 1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收的紅外波長不同，紅外波段的情況更加復雜。天文研究通常使用七個紅外窗口。無線電窗口:無線電波段是指波長大於1mm的電磁波。大氣也吸收少量的射電波段，但大氣在40 mm到30 m的範圍內幾乎完全透明，我們壹般把1 mm到30 m的範圍稱為射電窗口。大氣對其他波段是不透明的，如紫外線、X射線和γ射線，這些波段的天文觀測只能在衛星上幾天後才能實現。天文望遠鏡
紅外望遠鏡
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但由於地球大氣的吸收和散射，地面的紅外觀測僅限於少數近紅外窗口。為了獲得更多的紅外波段信息，空間紅外觀測是必要的。現代紅外天文觀測興盛於上世紀六七十年代，當時利用高空氣球和飛機攜帶的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。1983 65438+10月23日，首顆紅外天文衛星IRAS由美國、英國、荷蘭聯合發射。它的主體是壹架直徑57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文學在各個層面的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱門目標。1995 165438+10月17由紅外空間天文臺(ISO)與歐美日合作發射並進入預定軌道。ISO的主體是壹個直徑為60厘米的R-C望遠鏡。它的功能和性能比IRAS好得多。它攜帶4臺觀測儀器，分別實現成像、偏振、分光、光柵分光、F-P幹涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO的波段範圍更寬，從近紅外到遠紅外。具有更高的空間分辨率；靈敏度更高(約為IRAS的100倍)；以及更多的功能。ISO的實際工作壽命是30個月，對目標的定點觀測(IRAS觀測就是巡天觀測)可以有針對性地解決天文學家提出的問題。據預測，未來幾年，基於ISO數據的研究將成為天文學的熱點之壹。從太陽系到宇宙的大型紅外望遠鏡與光學望遠鏡有很多相似或相似之處，所以可以對地面的光學望遠鏡進行壹些改裝，使其也能從事紅外觀測。這樣，這些望遠鏡就可以在月夜或白天進行紅外觀測，充分發揮觀測設備的效率。
紫外線望遠鏡
紫外波段是X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段為3100 ~ 100埃。紫外線觀測應在150 km高度進行，以避免臭氧層和大氣的吸收。第壹次紫外線觀測是用氣球攜帶望遠鏡上天。後來利用火箭、航天飛機、衛星等航天技術，才使紫外觀測有了真正的發展。紫外波段的觀測在天體物理學中具有重要意義。紫外線波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍。歷史上紫外和可見光的分界線是3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段是3100 ~ 100埃，與X射線相連，因為臭氧層對電磁波的吸收極限就在這裏。1968年美國推出OAO-2，之後歐洲推出TD-1A。他們的任務是對天空中的紫外線輻射進行全面調查。OAO-3被命名為哥白尼，於1972年發射升空。它攜帶了壹臺0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測天體的紫外光譜從950埃到3500埃。國際紫外線探測器(IUE)於1978年發射。雖然它的望遠鏡口徑比哥白尼的小，但探測靈敏度卻大大提高了。IUE的觀測數據已經成為壹個重要的天體物理研究資源。1990 65438+2月2日~ 11日，哥倫比亞號航天飛機搭載Astro-1天文臺，在空間實驗室對紫外光譜進行了首次天文觀測。從1995年3月2日開始，Astro-2天文臺完成了16天的紫外天文觀測。從6時438分至9時92分，美國國家航空航天局發射了壹顆觀測衛星EUVE，用於在極紫外波段觀測天空。FUSE衛星於1999年6月24日發射，是美國國家航空航天局“起源計劃”項目之壹，其任務是回答天文學中關於宇宙演化的基本問題。紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分。哥白尼發射30年來，在紫外波段發展了EUV(極紫外)、FUV(極紫外)、UV(紫外)等各種探測衛星，覆蓋了所有紫外波段。
x射線望遠鏡
X射線輻射的波長範圍為0.01-10 nm，其中波長較短(能量較高)的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體發出的X射線根本無法到達地面，所以直到20世紀60年代人造地球衛星發射後，天文學家才進行了重要的觀測，X射線天文學才得以發展。早期主要是觀測太陽的x射線。1962年6月，美國麻省理工學院研究團隊首次發現來自天蠍座的強大X射線源，使非太陽X射線天文學進入快速發展階段。20世紀70年代，高能天文臺1和2兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段巡天，使X射線觀測研究向前邁進了壹大步，形成了X射線觀測熱潮。從20世紀80年代開始，各國紛紛發射衛星研究X射線波段:1987年4月，由德國、英國、前蘇聯和荷蘭研制的X射線探測器由前蘇聯的火箭送入太空；1987日本X射線探測衛星GINGA發射升空；1989前蘇聯發射了壹顆高能天體物理實驗衛星——Granat，該衛星攜帶了前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥研制的7臺探測儀器。其主要工作是成像、光譜學以及觀察和監測爆炸現象。1990年6月，倫琴X射線天文衛星(簡稱ROSAT)進入地球軌道，獲得了大量用於研究工作的重要觀測數據。截至目前，已基本完成預定觀測任務。1990 1990年2月，哥倫比亞號航天飛機將美國寬帶X射線望遠鏡帶入太空，為期9天。1993年2月，日本“鳥”X射線探測衛星被火箭送入軌道；1996，美國發射了X射線光度探測衛星(XTE)。1999年7月23日，美國成功發射了先進X射線天體物理設備(CHANDRA)中的壹顆衛星，另壹顆衛星將於2000年發射。歐洲共同體航天局發射了壹顆名為XMM的衛星。2000年，日本還將發射壹個X射線觀測裝置。上述項目和計劃表明，未來幾年將是X射線觀測和研究的高潮。
伽馬射線望遠鏡
伽馬射線比硬X射線波長更短，能量更高。由於地球大氣層的吸收，伽馬射線的天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星攜帶的儀器進行。1991年，美國康普頓(γ射線)空間天文臺(康普頓格羅或CGRO)被航天飛機送入地球軌道。其主要任務是開展γ波段天空的首次巡天，同時還開展了強宇宙γ射線源的高靈敏度、高分辨率成像、能譜測量和光變測量，取得了多項具有重大科學價值的成果。CGRO配備了四個儀器，與以前的探測設備相比，這些儀器的規模和性能都有了壹個數量級的提高。這些儀器的成功研制給高能天體物理的研究帶來了深刻的變化，也標誌著γ射線天文學逐漸進入了成熟階段。CGRO攜帶的四個儀器是:爆發和瞬態源實驗(BATSE)、可變方向閃爍譜儀實驗(OSSE)、工作在1Mev~30Mev範圍內的成像望遠鏡(COMPTEL)和工作在1Mev~30Mev範圍內的成像望遠鏡(COMPTEL)。受康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐美科研機構制定了新的伽馬射線望遠鏡項目——INTEGRAL，將於2001送入太空，它的發射將為康普頓空間天文臺之後伽馬射線天文學的進壹步發展奠定基礎。圖註:這是美國亞利桑那州格雷厄姆·希爾大學國際天文臺拍攝的第壹張宇宙天體照片。它是壹個螺旋星系，距離地球654.38+002萬光年。它是目前世界上最大的雙目光學天文望遠鏡。