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天文望遠鏡
鎖定
- 中文名
- 天文望遠鏡
- 外文名
- Astronomical Telescope
- 用 途
- 捕獲天體信息
天文望遠鏡發展簡史
伽利略於1609年製成的望遠鏡,口徑4.2釐米。(2張)
1663年,蘇格蘭天文學家格里高利利用光的反射原理製成格里高利式反射鏡,但是由於製作工藝不成熟而未能流行。1667年,英國科學家牛頓稍微改進了格里高利的想法,製成了牛頓式反射鏡,其口徑只有2.5釐米,但是放大倍率超過30倍,還消除了折射望遠鏡的色差,這使得它非常實用。
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1672年,法國人卡塞格林利用凹面鏡和凸面鏡,設計了現在最常用的卡賽格林式反射鏡。這種望遠鏡焦距長而鏡身短,放大倍率大,圖象清晰;既可用於研究小視場內的天體,又可用以拍攝大面積的天體。哈勃望遠鏡採用的就是這種反射望遠鏡。
1781年英國天文學家赫歇爾兄妹(W.Herschel和C.Herschel)用自制的15釐米口徑反射鏡發現了天王星。此後,天文學家給望遠鏡加裝了許多功能,使之具備光譜分析等能力。1862年,美國天文學家克拉克父子(A.Clark和A.G.Clark)製造了47釐米口徑折射鏡,拍到了天狼星伴星的圖片。1908年美國天文學家海爾領導建成了1.53米口徑反射鏡,拍到了天狼星伴星的光譜。1948年,海爾望遠鏡落成,其5.08米的口徑足以觀測分析遙遠天體的距離和視向速度。
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在近現代和現代,天文望遠鏡已經不侷限於光學波段了。1932年,美國無線電工程師探測到了來自銀河系中心的射電輻射,標誌着射電天文學的誕生。1957年人造衞星上天以後,空間天文望遠鏡蓬勃發展。新世紀以來,中微子、暗物質、引力波等新型望遠鏡方興未艾。現在,天體發出的許多信息都已經成為天文學家的眼底之物,人類的視野越來越廣闊了。
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2021年11月初,經過漫長的工程研製和集成測試,萬眾期待的詹姆斯·韋布空間望遠鏡(James Webb Space Telescope,縮寫為JWST)終於運抵坐落於法屬圭亞那的發射場,將於近期發射升空。
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天文望遠鏡原理和技術
天文望遠鏡原理
口徑、焦距、焦比
口徑(D)是物鏡的直徑,口徑大小決定了光學系統的分辨力。根據瑞利判據,望遠鏡的分辨力和口徑相關。口徑越大,分辨力越強。焦距(f)是望遠鏡物鏡到焦點的距離,決定了光學系統在像平面上成像的大小。對於天文攝影來説,物距(被觀測天體的距離)可以認為是無窮遠,因此像距就等於焦距,所以像平面也被稱為焦平面。望遠鏡焦距越長,焦平面上成的像越大;反之則越小。焦比(F)是望遠鏡的焦距除以望遠鏡的通光口徑,即F=f/D,它決定焦平面上單位時間內單位面積接收到的光子數量。也被作為曝光效率的重要指標。焦比越小,焦平面上單位面積接收到的光子就越多;反之則越少。也就是説焦比越小的鏡子曝光效率越高。
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參見詞條:口徑、焦距、焦比、衍射
像差是光學系統成像不完善的描述。具體有球差、色差、彗差、像散、場曲、畸變等。球差存在於球面反射鏡的光學系統中,平行於光軸入射的光線經球面透鏡或反射鏡後不嚴格地匯聚於一點,遠離光軸的光線匯聚的位置會更加靠近鏡子。利用組合透鏡和把球面改為拋物面可以改善球差。色差是折射光學系統最明顯的像差,它形成於光的色散,這使得星光會出現多種顏色,影響觀測。利用多片透鏡組合的復消色差系統可以降低色差的程度。彗差是拋物面反射式光學系統中最明顯的像差,它是因為傾斜於光軸的入射光無法匯聚一點導致的,這會使得星光看起來像一顆彗星。使用彗差修正鏡組可以消除彗差。像散是傾斜於光軸的光出現垂直振動的光波和水平振動的光波不交匯於一點的現象。越遠離視場邊緣,像散越嚴重。安裝平場修正鏡組可以修正像散。場曲指遠離光軸的光線匯聚於一個彎曲的球面上的現象,這會使得成像時出現失焦。畸變指軸上物點與視場邊緣具有不同的放大率,物和像因此不完全相似的現象。
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參見詞條:像差
折射鏡
一般的折射望遠鏡都是採用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好,視場大,使用方便,易於維護,中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多采用折射系統,但大型折射望遠鏡製造起來比反射望遠鏡困難得多,因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難,且大透鏡質量巨大,不便操作。
參見詞條:折射望遠鏡
反射鏡
反射望遠鏡是用反射鏡做物鏡的望遠鏡。主要有格里高利式,牛頓式,卡塞格林式三種。牛頓式用平面鏡作副鏡,卡塞格林式用凸雙曲面鏡作副鏡,格里高利式用凹橢球面鏡作副鏡。反射鏡存在軸外像差,因而視場受到限制,但是由於反射鏡不要求鏡片內部質量,所以造價低廉。現代很多望遠鏡用的都是反射式望遠鏡。
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參見詞條:反射望遠鏡
折返鏡
折反射望遠鏡兼有折射鏡和反射鏡。1931年,德國光學家施密特以卡塞格林式為基礎,用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正透鏡,與球面反射鏡配合,製成了可以消除球差和軸外像差的施密特式望遠鏡,這種望遠鏡光力強、視場大、像差小,適合於拍攝大面積的天區照片,尤其是對闇弱星雲的拍照效果非常突出。如果把施密特式望遠鏡的焦點前加一塊反射鏡,把焦面引到外面,就形成施密特-牛頓式望遠鏡。如果在焦面前加一塊凸面副鏡把光線引入主鏡的小孔,成像於主鏡後,就形成了施密特-卡塞格林式望遠鏡。施密特-卡塞格林式望遠鏡鏡筒短,成像質量好,已經成了天文觀測的重要工具。
1941年蘇俄天文學家馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡,製造出另一種類型的折反式望遠鏡——馬克蘇托夫-卡塞格林式折返鏡,它的兩個表面是兩個曲率不同的球面,相差不大,但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面,比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製,鏡筒也比較短,但視場比施密特式望遠鏡小,對玻璃的要求也高一些。這種望遠鏡便於攜帶,常用於中小型望遠鏡,深受天文愛好者喜愛。
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參見詞條:折反射望遠鏡
電磁波段觀測
現代天文學家研究宇宙,最主要的信息源是來自天體的電磁波輻射。電磁波是原子中的電荷做變速運動時產生的。來自宇宙的電磁波穿過地球大氣層時,很多波段都被大氣分子吸收掉了。這種大氣屏蔽作用是地球生物的保障,沒有這些屏蔽,地球生物將受到威脅。但是這對於天文學來説卻是一種阻礙。幸好有兩個透明的窗口:光學和無線電,它們為人類天文學發展提供了必要的信息通道。
光學窗口是波長在0.35-22微米的波段,包含可見光和一部分紅外線。其中17-22微米是半透明的,1.1-17微米是間斷性窗口,即有若干小縫能通過輻射。無線電窗口是波長在1毫米至30米的無線電波段。1-40毫米的一部分微波也是半透明窗口。因此,地面望遠鏡通常是光學望遠鏡和射電望遠鏡。
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參見詞條:電磁波
天文望遠鏡技術
自適應光學是一種能夠有效解決動靜態誤差過大、大大提高成像質量的光學系統,是主動光學的一種。在天文望遠鏡的光學系統中,由於鏡片的物理性質變化和大氣湍流等因素,望遠鏡的分辨力不是很高,而且成像也很不如人意。20世紀70年代以後,由於基礎技術的需求,自適應光學系統才建立起來。自適應光學系統是以光學波前為對象的自動控制系統,利用對光學波前的實時測量、控制、校正,使得光學系統能夠自動適應環境變化,保持良好工作狀態。波前探測器實時測量光學波前誤差,波前控制器把誤差轉換為校正信號,波前校正器快速改變波前相位,以校正畸變。這種系統已經廣泛用於天文望遠鏡上,現在,自適應光學系統還可以用於激光技術、人眼科學上。
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參見詞條:自適應光學
射電干涉陣列
射電波段的天文觀測需要拋物面形的天線充當主鏡。由於無線電波比光波波長長萬倍以上,射電望遠鏡的分辨力比光學望遠鏡的分辨力低很多。口徑不大的單面射電望遠鏡還不能確定射電源的精確方位。射電電波成像比光學成像難得多,因為只能通過電波撿拾器測定每一點的電波強度。20世紀50年代初,無線電天文學家賴爾(M.Ryle)等提出射電望遠鏡的綜合孔徑技術,即用多面天線組成射電望遠鏡的干涉陣列,同時觀測同一片天區,數據綜合處理後即可獲得天體的射電圖像。這種方法大大擴展了射電望遠鏡的總口徑,使得分辨力大幅提高,視場也擴大很多,比光學望遠鏡還大。現代射電干涉陣列通常有十字陣、T字陣和螺旋陣等多種陣列。甚長基線干涉儀的出現,使得地球上任意遠的射電望遠鏡都可以組成干涉陣列,極大擴展了射電觀測這顆眼睛的視力。
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天文望遠鏡典型望遠鏡
天文望遠鏡地面望遠鏡
光學
歐洲南方天文台甚大望遠鏡(VLT),由4台口徑8.2米的望遠鏡組成,光學系統均為裏奇-克萊琴式反射望遠鏡(R-C式,卡塞格林式的變種),位於智利北部的帕瑞納天文台。四台望遠鏡既可單獨觀測,也可組成光學干涉陣列觀測。天文台在沙漠之中,大氣視寧度極佳,近些年取得了很多觀測成果。
凱克望遠鏡(Keck),由兩台口徑10米的望遠鏡組成,位於夏威夷莫納克亞山山頂。光學系統為R-C式反射望遠鏡。兩台望遠鏡採用薄鏡鑲拼技術,使得主鏡質量大大降低,它還具有自適應光學系統。這些技術使得其成為最成功的望遠鏡之一。
霍比-埃伯利望遠鏡(HET),由91塊直徑1米的正六邊形玻璃鑲拼而成,總口徑11米,等效口徑9.2米,位於美國德克薩斯州麥克唐納天文台。光學系統為反射式。HET望遠鏡是光譜巡天用望遠鏡.光軸的天頂角固定不變,為35°,即主鏡不可上下移動;方位可作360°轉動,但只用於改換觀測天區,一次觀測中望遠鏡是固定不動的。焦面裝置備有球差改正器,每次觀測只用到主鏡的一部分。可觀測天區為赤緯-10°到75°,但對不同赤緯的星可觀測的時段不同,跟蹤時間長短也可能不同,為45分鐘到2.5小時。
LAMOST(4張)
射電
綠灣射電天文望遠鏡(GBT),世界上最大的可移動射電望遠鏡之一。其拋物面型天線尺寸為100米x110米,它的這種不對稱形狀能防止支撐結構使其2000多塊鋁製面板鑲嵌的鏡面變得模糊不清。綠岸望遠鏡重達7300噸,高148米,但是十分靈活,可實時跟蹤目標,還能快速變焦,適應不同觀測對象。
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LOFAR一隅。(3張)
ALMA一隅。(4張)
FAST(3張)
阿雷西博望遠鏡(4張)
中微子是組成自然界的最基本的粒子之一。它個頭小、不帶電,可自由穿過地球,質量非常輕,以接近光速運動,與其他物質的相互作用十分微弱,號稱宇宙間的“隱身人”。科學界從預言它的存在到發現它,用了20多年的時間。中微子包含天體的大量信息。由於與物質作用十分微弱,中微子天文台通常十分巨大,且建於地下。
冰立方中微子天文台(IceCube),由數千個中微子探測器和切倫科夫探測器組成,位於南極洲冰層下約2.4公里處,分佈範圍超過一立方公里。中微子與原子相撞產生的粒子名叫μ介子,生成的藍色光束被稱作“切倫科夫輻射”。由於南極冰的透明度極高,位於冰中的光學傳感器能發現這種藍光。已經冰立方天文台已作出許多科學成果。
超級神岡探測器,由約一萬個中微子探測器組成,位於日本神岡一座廢棄砷礦中。主結構——高41米、直徑39米的水箱——在深達1000米的地下,內盛5萬噸的超純水,內壁安裝數萬個光電倍增管,用於觀測切倫科夫輻射。其可接受太陽中微子,並解決了中微子缺失問題,作出了很多科學成果。
江門地下中微子觀測站(JUNO),是一個現正在廣東省江門市建造的多物理目標的綜合性實驗觀測站。江門中微子實驗除了可以利用反應堆中微子來確定中微子的質量順序和精確測量中微子混合參數,還可以探測太陽中微子、來自銀河系及鄰近星系的超新星爆發產生的中微子和超新星背景中微子,對研究恆星演化和超新星爆發機制具有重要意義。另一方面,超新星爆發與眾多天體物理學和宇宙學的基本問題緊密相關,如大質量恆星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽馬射線暴和高能宇宙線的起源等。
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引力波是指時空彎曲中的漣漪,通過波的形式從輻射源向外傳播,這種波以引力輻射的形式傳輸能量。在1916年,愛因斯坦基於廣義相對論預言了引力波的存在。引力波的存在是廣義相對論洛倫茲不變性的結果,因為它引入了相互作用的傳播速度有限的概念。相比之下,引力波不能夠存在於牛頓的經典引力理論當中,因為牛頓的經典理論假設物質的相互作用傳播是速度無限的。科學家們已經利用更為靈敏的探測器證實了引力波的存在。最為靈敏的探測器是LIGO,更多的空間引力波天文台(中國的中國科學院太極計劃,和中山大學的天琴計劃)正在籌劃當中。
激光干涉引力波天文台(LIGO),由兩個干涉儀組成,每一個都帶有兩個4千米長的臂並組成L型,分別位於相距3000千米的美國華盛頓州和路易斯安娜州。每個臂由直徑為1.2米的真空鋼管組成,一旦引力波闖入地球,引發時空震盪,干涉臂距離就會變動,這將讓干涉條紋變化,依此確定引力波強度。
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2017年8月17日,它首次發現雙中子星併合引力波事件。
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宇宙射線是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。主要的初級宇宙射線(來自深太空與大氣層撞擊的粒子)成分在地球上一般都是穩定的粒子,像是質子、原子核、或電子。但是,有非常少的比例是穩定的反物質粒子,像是正電子或反質子,這剩餘的小部分是研究的活躍領域。
大約89%的宇宙射線是單純的質子,10%是氦原子核(即α粒子),還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子(像是β粒子,雖然來源仍不清楚),構成其餘1%的絕大部分;γ射線和超高能中微子只佔極小的一部分。這些粒子的來源可能是太陽(或其它恆星)或來自遙遠的可見宇宙,由一些還未知的物理機制產生的。宇宙射線的能量可以超過1020eV,遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV。
高海拔宇宙線觀測站(LHAASO)是世界上正在建設的海拔最高(4410米)、規模最大(2040畝)、靈敏度最強的宇宙射線探測裝置,位於中國四川省稻城縣海子山。觀測站分為四個部分:電磁粒子探測陣列、繆子探測器陣列、水切倫科夫探測器陣列和廣角切倫科夫探測器陣列。2016年7月開始基礎設施建設,2020年12月6日繆子探測器陣列完工。
天文望遠鏡空間望遠鏡
哈勃望遠鏡是以天文學家愛德温·哈勃為名的在地球軌道的望遠鏡。由於它位於地球大氣層之上,因此獲得了地基望遠鏡所沒有的好處:影像不受大氣湍流的擾動、視寧度絕佳,且無大氣散射造成的背景光,還能觀測會被臭氧層吸收的紫外線。它於1990年發射之後,已經成為天文史上最重要的儀器。它成功彌補了地面觀測的不足,幫助天文學家解決了許多天文學上的基本問題,使得人類對天文物理有更多的認識。此外,哈勃的超深空視場則是天文學家能獲得的最深入、也是最敏鋭的太空光學影像。
開普勒太空望遠鏡是NASA設計來發現環繞着其他恆星之類地行星的太空望遠鏡,以天文學家開普勒命名。它利用凌日的方法來觀測恆星以檢查它是否存在行星。在整個生命週期(2009-2018)中,共發現兩千多顆候選行星,48顆位於宜居帶的行星。
凌日系外行星勘測衞星(TESS,也作苔絲)是NASA設計的行星望遠鏡,於2018年4月發射升空,旨在接棒開普勒太空望遠鏡,成為NASA新一代主力系外行星探測器。“苔絲”通過檢測恆星亮度隨時間變化的光曲線來尋找行星。一旦出現“凌日”現象,即當行星掠過恆星表面時,恆星的亮度就會像發生日食一樣有所下降。“苔絲”上搭載着最尖端的探測儀器,如果鎖定類似地球的岩石行星,就可以由NASA後續發射的詹姆斯·韋伯望遠鏡觀察其大氣環境,尋找生物存在的特徵。
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暗物質粒子探測衞星(DAMPE,也作悟空),由中科院研發,是世界上觀測能段範圍最寬、能量分辨率最優的暗物質粒子探測衞星。DAMPE可以探測高能伽馬射線、電子和宇宙射線。它由一個塑料閃爍探測器、硅微條、鎢板、電磁量能器和中子探測器組成。DAMPE的主要科學目標是以更高的能量和更好的分辨率來測量宇宙射線中正負電子之比,以找出可能的暗物質信號。它也有很大潛力來加深人類對於高能宇宙射線的起源和傳播機制的理解,也有可能在高能γ射線天文方面有新發現。
帕克太陽探測器(PSP),是以太陽風科學家尤里·帕克命名的航天器,是NASA第一次以健在人物命名的航天器。它是第一個飛入太陽日冕的飛行器,僅僅位於太陽表面上方9個太陽半徑處。太陽探測器的儀器探測它們遇到的等離子體、磁場和波、高能粒子和塵埃。它們也對太陽探測器軌道附近以及日冕底部的偶極結構的日冕結構成像。
錢德拉X射線天文台(CXO),是NASA於1999年發射的一顆X射線天文衞星,以物理學家錢德拉塞卡命名。目的是觀測天體的X射線輻射,其特點是兼具極高的空間分辨率和譜分辨率,被認為是X射線天文學上具有里程碑意義的空間望遠鏡,標誌着X射線天文學從測光時代進入了光譜時代。
- 參考資料
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- 10. 【人民網】FAST望遠鏡將給我們帶來什麼? .中國科學院.2016-07-05[引用日期2020-12-31]
- 11. 阿雷西博天文台的射電望遠鏡因結構失控而垮塌,引發多方關注 .中華網科技.2020-12-11[引用日期2020-12-31]
- 12. 阿雷西博望遠鏡塌了,“凝視”宇宙的故事還在繼續 .新華網.2020-12-14[引用日期2020-12-31]
- 13. JUNO中微子天文和天體物理學研討會召開 .中科院高能物理研究所.2015-07-14[引用日期2020-12-31]
- 14. LIGO如何探測到引力波? .新華網.2016-04-30[引用日期2020-12-31]
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- 16. 高海拔宇宙線觀測站繆子探測器陣列主體工程完工儀式在稻城舉行 .高海拔宇宙線觀測站.2020-12-10[引用日期2020-12-31]
- 17. 霍金啓動的尋找地外生命計劃有了新成員:NASA苔絲望遠鏡 .百家號-澎湃新聞.2019-10-24[引用日期2020-12-31]
- 18. 哈勃空間望遠鏡“繼任者”中文定名為“詹姆斯·韋布空間望遠鏡 .術語中國.2021-12-23[引用日期2021-12-24]
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