電子望遠鏡

此儀器為測量輻射帶電子分佈，估計空間電子對衞星儀器設備的損傷效應而研製。

儀器分三個能擋，E_ei≥0.25MeV，E_e3≥0.5MeV，E_e3≥0.8MeV。探頭部分採用三塊貫穿式金硅面壘型半導體 探測器構成望遠鏡式結構，具有高的分辨率，噪聲低，線性響應好等特性，能夠將電子信號和其他帶電粒子 ( 如 質子、a 粒子等 ) 產生的干擾信號可靠地區別開來。

儀器經過校準、環境實驗以及在衞星上實際使用，性能可靠，達到了設計要求，取得了一系列實驗數據。 ^[1] 

為了測量電子的角分佈，探頭部分就必須有很小的張角，電路部分必須有快速的響應時間。但太小的張角， 將會帶來很大的統計漲落；張角太大，又測不出空間角分佈。綜合考慮，儀器取全張角為20^。，幾何因子約為0.008c m²·sr。

儀器各擋的末級，採用對數計數率儀輸出，因此響應時間問題十分重要。由於半導體探頭靈敏面積所限，儀器張角過小，致使幾何因子太小，末級的計數率很低，尤其是對於第三擋輸出。快速的響應時間，將會給輸出電壓帶來很大的統計漲落。折衷結果，取響應時間為衞星自旋週期的十分之一。

各擋能閡值的穩定性，取決於放大器增益及鑑別器的鑑別閾是否穩定，此外，還與探頭工作狀態有關。探頭的工作狀態接近於全耗盡狀態，即使高壓電源變化百分之五，也基本不影響能閾值。為了保證儀器有儘可能低的噪聲 ( 噪聲計數率不超過Icount /s)，探頭的偏壓值不可過高，基本上在150V左右。 ^[1] 

當能量大於0.25MeV的電子穿過第一塊吸收片 ( 兼擋光片 ) 進入第一塊探頭時，便在探頭中損失能量，產生 電子空穴對，被電極收集，形成電荷脈衝。電荷脈衝由電荷靈敏前置放大器轉換成電壓脈衝。電壓脈衝的幅度與帶電粒子在探頭的靈敏層中所損失的能量成正比。探頭中信號的大小可由Rohrlich和Carlson公式求得。前置放大器輸出的脈衝再經過主放大器進一步放大之後，進人窗鑑別器。

質子以及其他重的帶電粒子，同樣能在探頭中產生電荷脈衝，因為這類脈衝的幅度遠比上述脈衝的幅度高得 多，足以超過窗鑑別器的上限值，從而被鑑別掉。至於空間中的y射線與x 射線在探頭中產生的干擾脈衝，由於不能達到窗鑑別器的下限值而被鑑別掉。

由鑑別器來的脈衝在對數計數率儀中被轉換成緩變的直流電平，進人衞星上的發射機。這就是第一擋的電信號，即能量大於0.25MeV的空間電子強度。 ^[1] 

探測器的能閾是根據電子在物質中的能量損失以及射程能量關係從理論上計算出來的，由於電子在物質中的能量損失與重粒子情況相比，漲落很大，因此理論計算是很近似的。另外，由於半導體探測器以及吸收片厚度不均勻性也給計算帶來一定程度的誤差，在儀器研製出來之後，進行校驗 (尤其是對能閾的校驗 ) 是十分重要的。

利用各種β放射源可以對能閾作粗略標定。為了得到更進 一步的能閾數據，還用電子加速器對儀器作了精確校驗。加速器產生的電子束同時人射到監測器和電子探測器上，用多道分析器測出電子能譜的變化。電子束的能量以C_s¹³⁷放射源的K 轉換電子譜線 ( 625kev ) 為標準來對多道分析器進行刻度。校驗結果表明，在實驗誤差範圍內，理論計算結果與實驗結果是一致的。 ^[1] 

位於亞特蘭大的佐治亞大學和佐治亞技術學院的研究人員聯合設計一種天文望遠鏡，觀察力是地面上現有電子望遠鏡的5000倍。由7個電子望遠鏡組成的丫形天文望遠鏡，能幫助天文學家尋找新的行星，並比較出與太陽的距離等。 ^[2] 

高角分辨率天文 ( CHARA ) 中心的7個電子望遠鏡的任何一個直徑約為3英尺，它們被定位在直徑為1300英尺的圓圈內，光不能同時到達各電子望遠鏡，為了使各電子望遠鏡捕獲的圖像相匹配，CHARA 組的無線電天文學家將使用 一種近似技術。 ^[2] 

首先，光線在電子顯微鏡中不失真地通過光電管、真空管。在計算機控制的電鏡系統調節下，圖像從每個電子顯微鏡中同時到達天文台的數據採集設備。最後，光束被集中到光盤，在那裏光子 ( 集中了光能 )轉換成可供計算機分析的電信號，產生合成圖像。 ^[2]