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5章天文观测工具和手段
第五章天文观测工具和手段
宇宙间天体的相关位置和运行都有一定的规律。
从古人对天象的观测和记录到人类认识宇宙的光学望远镜时代、射电望远镜时代以及空间望远镜时代,人类天文测量技术有了很大的发展;现代的天文测量技术主要应用于宇宙太空观测、探测宇宙奥秘等方面。
本章简要介绍了获得宇宙信息的渠道、人类探索宇宙的基本方法和工具,以及现代天文观测研究的进展和构建虚拟天文台。
§5.1获得宇宙信息的渠道
一、来自宇宙的信息
1.电磁波
天文学是观测的科学,主要靠天体辐射到地面的信息中去研究它们的分布、运动、物理化学性质、结构和演化规律。
目前,绝大部分是通过认识天体的电磁辐射获取的。
那么,什么是电磁辐射呢?
自古以来,人类都是靠观测遥远的天体发射来的光辉去研究它们,直到20世纪中期以前,人类的天文知识几乎全部依靠天体发出的可见光辐射所传递的信息获得。
几个世纪以来,人们对于光的理论一直进行着争论,一种认为光是波动的,另一种认为光是由粒子组成。
现在我们知道,这两种学说见解都是反映了真理的一个方面,光具"波粒二重性"。
对光的本质的认识,是在19世纪60年代创立了电磁场理论之后。
英国科学家麦克斯韦提出,电磁波以波动的形式传播,其传播速度与光速相同,被称为电磁波。
从而把当时认为彼此无关的光和电磁波统一起来,即光不过是一定波长范围内的电磁波。
到19世纪80年代通过一系列实验,成功地证实了电磁和光具有共同的特性。
从此,麦克斯韦的电磁场理论得到普遍承认。
可见光、红外光、紫外光都是电磁波,只是波长不同而已(图5-1)。
宇宙中的天体辐射就是电磁辐射,就波长来说,从108cm~10-12cm。
我们眼睛所能感觉到的,只是全部电磁波中很狭窄的一部分,即所谓可见光。
其波长范围为0.4μm~0.8μm(1μm=10-4cm);若用埃表示,则为4000埃~8000埃(1埃=10-8cm)。
其它不可见电磁波为紫外线100埃~4000埃,X射线0.01埃~100埃,γ射线<0.01埃;红外线7000埃~1mm,无线电短波1mm~30m,无线电长波>30m。
这些电磁波是否都能在地面被接收到呢?
不是的,因为地球大气对天体辐射具有吸收和辐射作用,只有某些波段的辐射才能到达地面,好像大气为它们开的窗口,称为大气窗口。
主要有以下几个大气窗口:
①光学窗口,能透过可见光;
②红外窗口,红外辐射主要由水分子所吸收,只有很少部分能在地面观测;
③射电窗口,在射电波段有一个较宽的窗口。
若要观测天体的全波段辐射,必须摆脱地球大气的屏障,到高空和大气外层进行。
在地球轨道处的太阳能量及其穿透地球大气后的衰减(图5-2)。
电磁波透过大气时,其衰减强度随波长而异,大气窗口就是指大气对电磁辐射吸收和散射很小的波段,这些波段对遥感非常有利。
2.宇宙线
除上述电磁波信息外,还有来自宇宙间的宇宙线,它们是各种高能微观粒子。
主要包括质子,α粒子和少量原子核、以及电子、中微子和X射线、γ射线等高能光子。
通过对宇宙线的观测,发现了不少重要的高能天体和高能天体物理现象。
不过,接受宇宙线,除中微子外,必须用各种粒子探测器到大气外层进行。
3.中微子
中微子质量极其微小,几乎等于零,而且不带电,与物质的作用非常微弱。
是基本粒子中最难探测的一种粒子。
根据恒星内部的热核反应理论,应该产生3种类型的中微子:
电子中微子,μ子中微子和τ子中微子。
从恒星内部产生的中微子,可以不受阻碍地跑出来。
因此,对中微子的观测,可以直接获取恒星内部的信息,但由于中微子的碰撞截面极小,探测中微子是十分困难的。
例如在20世纪70~80年代,美国雷蒙德·戴维斯和日本小柴昌俊分别利用各自方法,尝试探测来自太阳的中微子,结果,实验数据与理论预期的不符合。
确信方法是可行的,那么问题出在哪里?
这就是长达半个世纪的太阳中微子失踪之谜。
令人振奋的是:
2002年赛德伯勒中微子天文台SNO合作组科学家成功地观测到来自太阳的μ子中微子和τ子中微子,而且正好补上了短缺的电子中微子。
他们的研究成果揭开了太阳中微子的短缺案,他们这一重大突破不是给他们带来了诺贝尔奖,而是促进了诺贝尔奖授给提出问题的戴维斯和小柴。
4.引力子
根据广义相对论,引力如果由引力波传播,则应该存在着相应的载体――引力子。
它也是天文信息的间接来源。
那么引力波能不能通过观测发现呢?
有些科学家们提出测量方案探测引力波,但至今尚未得到公认的肯定结果。
不过,进入21世纪,发达国家对引力波的探测又燃起新的兴趣。
还有从引力透镜现象中,我们也可以得到宇宙天体的一些信息。
5.其它
来自宇宙信息除上述几方面外,还有陨石、宇航取样等。
引力透镜现象:
大家知道,透镜是折射式光学望远镜中的重要部件,凸透镜可以使入射的平行光线偏折,并会聚到焦点上(原理稍后有介绍)。
在宇宙空间中某些质量特别大的天体,它们也会起到像玻璃透镜一样使光线偏折的作用。
假如在一个遥远天体和地球之间存在一个大质量的天体,三者要成一线,大质量的天体挡住了遥远的天体,我们虽看不到遥远天体,却能看到它多姿多彩的虚像,有的是2个,有的是4个,还有的是扭曲变形成为弧状甚至是环状的虚像,这就是引力透镜现象。
目前,人类至少已经观测到100个引力透镜实例。
二、观测工具和手段的发展
天体距离我们都非常遥远,人眼能直接观测到的天体辐射能量是十分有限的。
因此,历史上天文学家一直致力手段的改进和观测仪器的研制。
而每一次观测手段的改进和新观测仪器的研制,又都推动了天文学的发展。
古时候人类只能凭肉眼直接观测天体所发射的可见光。
因此,早期的天文仪器只要能帮助人们确定天体的位置也就够了。
如中外天文学家们制造的许多天文仪器,上面都有精密的刻度,用以准确地确定天体的坐标位置和判断运行情况。
虽然古代天文学家们取得了许多令人赞叹的成就,但肉眼只能看到为数不多的较亮天体,且分辨本领有限。
即使较近的月亮和行星,也不能看清它们的表面细节。
1609年伽利略制成第一架天文望远镜(图5.3),这是近代天文仪器的开端。
用望远镜观测天体是天文观测手段的第一次大变革。
伽利略凭借他手制的口径仅有4.4cm的简单望远镜,一举完成许多项新发现,有力地支持了哥白尼的日心地动说,轰动当时的欧洲。
在以后的三百多年间,望远镜帮助人类扩大了对宇宙的认识,促使近代天文学从诞生到发展,茁壮成长。
19世纪中叶,在望远镜的基础上,又把分光术、测光术和照相术用于天文学研究,这是天文观测手段的第二次大变革。
从此,人类不仅能得心应手地测定天体的一般位置和运动,而且还能了解天体的物理化学性质和结构,把人类的视野扩展到宇宙的更深处,并有许多前所未闻的新发现,从而促使天体物理学诞生和发现。
20世纪50年代人造地球卫星上天,不仅开创了人类飞出地球的新纪元,而且还为天文学发展带来新机遇。
天文学家利用这一新机遇,突破地球大气屏障,到外层空间去观测,从而导致空间天文学的诞生。
这是天文观测手段的又一次大变革。
空间天文观测,具有地面观测无法比拟的优越性,它不仅提高了仪器的分辨本领,而且使观测领域从电磁波的部分波段,扩展到全波段。
从此结束了人"坐井观天"的被动局面。
人类探测宇宙的基本方法和工具主要从光学观测、射电观测和空间观测三个方面进行。
§5.2天文光学望远镜
使用天文望远镜目的,就是尽可能多地收集天体的辐射能量,甚至把大量暗弱天体也成像在望远镜里;同时,放大它们的角直径,提高分辨本领,对观测目标的细节看得更清楚。
所以望远镜有成像和作为光子(辐射)收集器的功能。
天文光学望远镜主要由物镜和目镜组镜头及其它配件组成。
通常按照物镜的不同,可把光学望远镜分为三类:
折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。
一、折射望远镜
折射望远镜的物镜由透镜组成折射系统。
早期的望远镜物镜由一块单透镜制成。
由于物点发射的光线与透镜主轴有较大的夹角,玻璃对不同颜色的光的折射率不同,会造成球差和色差,严重影响成像质量(图5.4)。
为了克服这一缺点,人们发现近轴光线几乎没有球差和色差,于是尽量制造长焦距透镜,促使望远镜向长镜身发展。
1722年希拉德雷测定金星直径的望远镜,物镜焦距长达65m,用起来非常不便,跟踪天体时甚至需很多人推动。
为解决上述缺点,后来人们用不同玻璃制成的一块凸透镜和一块凹透镜组成复合物镜。
所以,现代的折射望远镜的物镜,都是由两片或多片透镜组成折射系统(双透镜组或三合透镜组等,如图5.5。
)这样,可使望远镜口径增大,镜身缩短。
1897年安装在美国叶凯士天文台的折射望远镜,口径1.02m,焦距19.4m,仅物镜就重达230kg,至今仍是世界上最大的折射望远镜(如图5.6所示)。
从理论上说,望远镜越大,收集到的光越多,自然威力也越大。
但巨大物镜对光学玻璃的质量要求极高,制作困难。
镜身太大,支撑结构的刚性难保,大气抖动影响明显,其观测效果反倒不佳。
这就限制了折射望远镜向更大口径发展。
现在天文学家们发展了一种新技术,可以在望远镜镜面背后加上一套微调装置,根据大气的抖动情况,随时调整望远镜的镜面,把大气的抖动影响矫正过来,这套技术叫做主动光学,这样一来,望远镜口径问题有望突破。
二、反射望远镜
反射望远镜的物镜,不需笨重的玻璃透镜,而是制成抛物面反射镜。
其光学性能,既没有色差,又消弱了球差。
反射望远镜物镜表面有一层金属反光膜,通常用铝或银,反光性能相当理想,且镜筒大大缩短。
由于抛物面反射可作得很轻薄,于是就可以增大望远镜的口径。
现代世界上大型光学望远镜都是反射望远镜。
反射望远镜需在镜筒里面装有口径较小的反射镜,叫作副镜,以改变由主镜反射后,光线行进方向和焦平面的位置。
反射望远镜有几种类型,通常使用的主要有牛顿式,副镜为平面镜;卡塞格林式,副镜是凸双曲面镜,它可把主物镜的焦距延长,并从主镜的光孔中射出。
见图5.7。
反射望远镜的优点是显而易见的。
20世纪中期以后,很多著名天文台都安装有大口径的反射望远镜。
1948年由美国制造的口径5.08m的反射望远镜,安装在帕洛玛山天文台,曾居世界领先地位。
1976年前苏联制造了口径6m的望远镜,安装在高加索山天体物理天文台。
我国最大的望远镜,是1989年安装在北京天文台兴隆观测站的2.16m反射望远镜,这是我国自己研制生产的。
三、折反射望远镜
折反射望远镜的物镜用透镜和反射镜组装而成。
目前使用最广泛的有施密特型和马克苏托夫型(如图5.8和图5.9)。
前者于1931年由德国光学家施密特所发明,它在球面反射镜前,加一个非球面改正透镜,以消除球差。
后者是1940年苏联光学家马克苏托夫发明,它的改正镜是一个弯月形透镜,结构简单。
折反射望远镜的特点是:
视场大,光力强,象差小,适于观测流星、彗星和人造卫星等天体。
目前最大的施密特望远镜安装在德国陶登堡天文台,主镜2.03m,改正镜1.34m。
由上所述,反射、折射和折反射望远镜各有特点。
理论上反射望远镜口径越大越好,但实际上反射望远镜并非任意增大。
这是由于太大,主镜玻璃,可转动机械部分,总重量会达数百吨,在观测跟踪中难以保持极高的精确度。
为解决上述问题,20世纪90年代以后,用多镜面拼合的反射镜来收集星光。
前不久美国建成的两台10米镜的凯克Ⅰ和凯克Ⅱ,各由36面六角形镜面(每块镜面口径1.8米,厚度仅为10厘米)拼合而成。
其性能提高,而重量减小,用计算机调节其支撑结构的压力,该镜安装在夏威夷的莫纳克亚天文台,在1994年彗星撞木星时,曾拍下了世界上最好的照片。
凯克Ⅰ和凯克Ⅱ可以通过光学干涉的原理,联合起来变成一台超大型的望远镜。
关于多面镜组合望远镜光路如图5.10。
它们同时对准同一目标,在共同的焦点聚集成像,使合成口径大大加大。
2000年建成的欧洲南方天文台NTT望远镜,则由4台8m镜组成一个直线阵,等效口径达16m。
我国正在研制的大天区面积多目标光纤光谱望远镜(即:
LAMOST),计划建在国家天文观测中心兴隆站,该项目于1997年已动工。
预计将在近期完成工程建设并用于观测。
这是一架大口径(4m)兼备大视场(5°)、具有4000根光纤光谱系统、中星仪式反射施密特望远镜。
一旦建成,它将成为令人瞩目的世界一流的望远镜,见图5.11。
2001年我国最大的天文实测研究基地已在云南丽江动工,这个天文观测台(高美古)将配备全国乃至整个东南亚最大的2米级光学望远镜,预计也在近期建成。
§5.2-2天文光学望远镜
四、光学天文望远镜的几个重要参数
1.物镜的口径(D)
望远镜的物镜口径是指有效口径,即没有被镜框遮蔽的物镜部分的直径,用D表示。
它是望远镜聚光本领的主要指标。
望远镜口径越大,看到的星就越亮,且能看到更暗弱的星也越多。
由于口径大,大大增加了聚光本领。
比如,人眼瞳孔直径为6mm,若用6m望远镜观测,增加的光流比人眼增大了106倍[(6000mm/6mm)2=106]。
但在光害特别严重的市区,大口径不一定有效,要在城区拍摄天体,有经验人士认为:
口径有15mm就可满足拍摄条件了。
2.相对口径(A)
指有效口径D和焦距F的比值,用A表示。
即:
在望远镜中呈现一定视面的天体叫延伸天体,如月球、太阳、行星等。
延伸天体在望远镜里的亮度与A2成正比,即相对口径越大,延伸天体就越亮,也意味着它观测延伸天体的本领就越高。
因此,作天体摄影时要注意选择合适的相对口径(如:
相机上的光圈号就是相对口径的表示)。
3.焦距(F)
望远镜一般有二个有限焦距的系统组成,一个是物镜焦距,用F表示;一个是目镜焦距,用f表示。
两个系统的焦点相重合。
利用传统胶片感光后成像,物镜焦距则是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对同一天体,焦距越长,天体在焦平面上的影像尺寸就越大。
例如,对金星拍摄时,其视直径为61″,则在焦平面上成一个0.7mm的像。
4.放大率(G)和底片比例尺
目视望远镜的放大率(G)与物镜的焦距成正比,与目镜的焦距成反比。
即:
望远镜的物镜都是一定的,只要配备几个焦距不同的目镜,就可以得到几种不同的放大率。
照相望远镜不需目镜,星空现象直接拍在照相底片上,天球上的角距离变成底片上的线距离。
天球上的角距离与底片上的线距离之间的关系,一般用底片比例尺来表示,即天球的一个角分相当底片上多少毫米。
底片比例尺与焦距成正比。
5分辨角(δ)
指刚刚能被望远镜分辨开的天球上两点间的角距离,用δ表示。
分辨角的倒数为分辨本领,即分辨角越小,其分辨本领越大。
理论上根据光的衍射原理,望远镜的极限分辨角为:
式中λ为入射光波长,D为望远镜有效口径,λ和D都以毫米(mm)为单位。
人眼瞳孔直径在8~2mm之间,计算得知人眼分辨角的理想值是18″~70″(60″=1′);如果用口径6m望远镜观测,其分辨角最小为0.02″,比肉眼分辨本领高1~3千倍。
6.视场角(ω)
用望远镜所能观测到的天空区域的角直径叫视场角,用ω表示。
视场与放大率成反比,放大率越大,所观测到的天空区域就越小。
视场的大小可由物镜的视面角设计大小和照相机底片二者相约束,对于一个折反射望远镜或反射望远镜,由于副镜挡光原因,视场角设计有一定大小,而折射望远镜往往是成像质量的限制。
例如我们用120望远镜接135相机拍摄天体,约束视场大小是120本身(59′)。
一般来说,望远镜焦距越短,拍摄视场越大,照相机镜头直接拍摄天体情况也是这样。
7.贯穿本领
晴朗的夜晚用望远镜观测天顶附近所能看到的最暗弱恒星的星等,称作望远镜的贯穿本领或极限星等。
它与望远镜的口径有密切的关系,口径越大,就能够观测到越暗弱的天体。
要是口径为5cm,可以观测到10等星;口径5m,可以观测到21等星(关于星等的定义在第6章介绍)。
由于恒星太遥远,且望远镜的分辨本领不够高,恒星在望远镜中的像仍呈光点状,通常称这些在望远镜呈点像的天体为点光源天体。
另一类天体在望远镜能够分辨出其表面,则称它们为有视面天体,包括太阳、月球、行星、彗星、星云、黄道光等。
天文爱好者对有视面天体照相颇感兴趣,因为它们既是很好的展示和观赏资料,更重要的它们也是科学研究的部分信息。
读者在学会使用光学望远镜的同时进行天体观测与天体摄影实践一定会其乐无穷。
值得强调,早期的天文望远镜只做目视观测,终端设备只有目镜。
后来,随着科学技术的不断发展,终端设备逐渐增加了摄影系统、光电光度计、光谱仪、电荷耦合器件(CCD)等等。
自从1948年口径为5米的海尔望远镜建成后,发展大型光学望远镜成为世界潮流。
如:
凯克望远镜、欧南台的甚大光学望远镜、日本的昴星团望远镜、七国联合制造的双子望远镜以及中国大天区面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)等。
§5.3射电望远镜
一、射电望远镜和射电天文学
射电望远镜是射电天文学研究的主要工具。
自从19世纪末有人提出电磁波的存在,并与光有许多共同性之后,天文学家就试图发现来自太阳发射的电磁波。
但限于当时的技术条件,一直未能接触到波长较短的无线电波。
直到1932年,美国为实现横跨太平洋的无线电话通讯建造了30m直径的天线,工程师央斯基意外地收到来自银河系中心方向的15m波长的射电信号。
1940年美国另一位无线电工程师雷伯,用自制的抛物面型射电望远镜,第一个绘制出银河系射电图,证实了央斯基的发现;并测到太阳和其它一些天体发出的无线电波。
使这位业余天文学家成为射电天文学的先驱。
第二次世界大战中,英国的一军用雷达接收到太阳强烈的射电干扰,使人们对宇宙射电辐射的兴趣越来越浓。
战争结束后,战地雷达闲置无用,科学家们把更多的雷达用于射电天文学研究,不久便有了一系列令人惊异的新发现,从而揭开了射电天文学发展的序幕。
射电天文学使用的射电望远镜系统不能象光学望远镜那样靠眼睛观测,而是采用雷达的办法。
是用来观测和研究来自宇宙间无线电波段的电磁辐射的。
目前所使用的波段是从1mm~30m左右。
在这个波段的无线电辐射,不受大气层显著影响而能达到地面。
由于无线电波可以穿过可见光不能穿过的尘雾,所以可使射电天文观测深入到以往光学望远镜所不能看到的宇宙深处。
且射电观测不受太阳散射光及云层的影响,也不分白天和黑夜都能进行观测,是一种“全天候”望远镜。
但射电望远镜也有弱点。
它不想光学望远镜那样可以把可见光全部接收,加上不同的滤光片再分出单色光。
它只能工作在一个波长,天生就是一个单色仪。
若要想观测多个波段,要求有多个馈源和接收机。
此外它不像光学望远镜那样能拍摄出多姿多彩的天体照片,只显示出表现强弱的曲线。
二、射电望远镜的原理和结构
射电望远镜的种类很多,但其基本结构和原理是一样的。
它一般由天线、接收机(放大器)、记录器和数据的处理显示等装置几部分组成,如图5.12是经典的射电望远镜基本组成和原理示意图。
现代射电望远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。
射电望远镜的天线多为抛物面形,天线的作用相当于光学望远镜的物镜,其实它与反射望远镜更类似。
一个理想的镜面误差不得超过设计镜面的λ/16~λ/10(λ为波长)。
对于米波误差可以到几厘米,因而可用金属网制成;对于厘米波则需用光滑精确的金属板。
来自天体的射电波,经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的"照明器"上,即可使信号功率放大10~1000倍。
然后由电缆把信号传送到控制室的接收机,再次放大、检波,最后根据研究的需要,对其进行记录、处理和显示。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。
射电天文望远镜天线的安装系统有三种形式:
一是旋转抛物面天线;二是固定抛物面天线;三是系统组合天线。
图5.13是北京密云射电望远镜天线阵。
目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究所,口径100m,分辨角33角秒(33″)。
这样的庞然大物,光天线的可动部分就重达3200吨。
但用现代设备操作跟踪,相当灵活。
据说,建造一架这样的望远镜,其费用,不亚于建造一座长江大桥。
(见图5.14)
世界上最大固定式射电望远镜,安装在波多黎各的美国阿雷西特天文台。
它的直径达305m,因固定在山间盆地中,只能靠地球自转改变观测方向。
另外,还有法国南锡射电天文台的巨大凹网状射电望远镜,它长300m,高35m,呈带形抛物面。
我国国家天文台近期计划在贵州南部的喀斯特洼地,建设500m口径的球面射电望远镜。
三、射电干涉仪
关于射电望远镜的性能,同光学望远镜的道理一样,主要包括聚集辐射能量的状况和分辨目标能力。
聚集辐射能量的本领,这里叫做灵敏度,即射电望远镜可观测到最小信号的本领以及能发现强信号最小变化的本领。
这种观测微弱信号的能力主要受接收机噪声的限制,只须增加口径,改进仪器和选择好安装地点,即可提高灵敏度。
射电望远镜分辨率高低,与它的口径成正比,与它所接收的波长成反比。
但射电波的波长比可见光的波长大得多。
从计算得知,要使射电望远镜的分辨本领达到5cm小型光学望远镜那样,其天线口径就得达到500m至500km。
这是单个射电望远镜所无法实现的。
因此,20世纪50年代以后,人们根据光的干涉原理,制造了射电干涉仪,才解决了这个问题。
最简单的射电干涉仪,是由两台相隔一定距离的天线组成,令其接收同一天体的单频信号(见图5.15A)。
两天线间由性能相同,长度相同的传输线把各自收到的信号送到接收机进行处理,这等于扩展了望远镜的口径。
但实际上,为观测射电源的细节或观测象太阳这样天体的"面源",需要多天线干涉仪来完成,即由多面等间隔排成一条直线的天线组成。
这样,干涉仪沿基线方向分辨本领,相当于口径等于基线长度D的单天线望远镜。
单向排列的干涉仪,只能提高"一维"的分辨本领,如一个东西向的天线阵,只能提高东西向的分辨率,并不能提高南北方向的分辨率。
为此,又研制了十字型天线阵,可以直接获得二维的高分辨率。
20世纪60年代建成的英朗格洛米尔斯十字阵,由两列长1600m,宽12m的抛物柱面交叉组长。
由上述得知,为提高分辨本领,必须尽量增大天线间的距离。
但这也会遇到技术上的困难。
如传输线过长,会造成各路信号间位相差,影响接收质量。
因此,又有"甚长基线干涉仪"(VLBI)问世(见图5.15B)。
它完全去掉连接线,每台干涉仪完全独立,它们都有原子钟控制的高稳定度的本振系统和磁带记录装制,把各自在同一时刻接收的同一信号记录下来,再把这些记录送到处理机中进行相关运算,求出观测结果。
这样可使天线间的距离增长,甚至可近似地球的直径。
如格林班克--昂萨拉甚长基线干涉仪,基线长6319m,工作波长6cm,分辨本领达0.0006″,远远超过一般光学望远镜水平。
四、综合孔径射电望远镜
射电望远镜虽然有许多优点,但它不能象光学望远镜那样可以直接成像。
而综合孔径射电望远镜解决了这个问题。
我们知道,由于任何图像都可以分解成许多亮度的正弦和余弦成份分布(即化整为零)反过来,如果已知这些正弦和余弦成份分布,也就可以再把它们合成原来的图像(聚零为整)。
综合孔径方法,就是先化整为零,分别测出它们各个分量,再利用计算机处理,聚零为整,呈现原来图像。
这有点与电视发射和接收的道理相类似。
其具体做法,是将两面以上的天线形成天线干涉仪,由其干涉信号的振幅和位相得到亮度分布的正弦、余弦成份。
再对这些数据进行处理,便得到观测目标的射电图像。
综合孔径射电望远镜都是多天线系统。
例如:
美国新墨西哥州国立射电天文台的"甚大阵"(VLA)综合孔径射电望远镜,由27面口径25m的天线沿Y型基线排列,每臂长21km,分辨角0.1″,成像时间为8小时。
它的研制成功,在射电天文观测技术上是一项重大突破,最早发明这一技术的英国射电天文学家赖尔因此获得1974年的诺贝尔物理学奖。
§5.4空间天文观测
空间天文观测需把观测仪器送到离地面几百公里高度以上的宇宙空间进行。
一个完整的空间天文探测系统包括航天器、运载火箭和地面设备三大部分。
航天器是装载
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