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。航天器是装载科学仪器和执行探测任务的主要部分。为了完成预期的观测计划，航天器必须具有控制自身姿态变化的能力，具有准确定向精度和具备大规模数据贮存和快速传输的能力。近年来世界各国相继发射了大量航天器，构成不同的观测系列，令人类大开眼界。同时，由于空间探测突破地球"大气窗口"的限制，可进行全波段观测，从而导致空间天文学诞生。空间天文学按照观测波段的不同，又可分为许多科学分支，有红外天文学，紫外天文学，X射线天文学，γ射线天文学等。

人类对天体进行空间探测的方法大体上可分三类：接近飞行、轨道飞行和登陆。在接近飞行时，如同"旅行者号"在20世纪70和80年代在太阳系里旅行的情况，探测器只能飞过行星附近一次。而轨道飞行器，如"卡西尼号"飞船，可在环绕行星的轨道上对行星进行较长时间的考察和分析。至于登陆器，则试图在行星的表面上着陆。不同的登陆方式要求不同的技术，"惠更斯号"将借助降落伞登陆；而"火星探路者"则采用气囊在它降落时起缓冲作用，就像一个大气球弹跳那样。人类空间探索发射的月球和行星探测器详见附录7。

随着空间探测器在空间旅行距离不断增长，人类不仅探索了太阳系，而且还在努力了解宇宙的奥秘。

一、天文观测卫星系列

目前，地球上空的人造地球卫星数以千计。除了测地卫星、气象卫星、通讯卫星和军事卫星等之外，还有为数不多的天文观测卫星，这是在空间天文学研究中使用得最多的空间天文观测器。

天文观测卫星按照它们的观测对象不同，又有太阳观测卫星和非太阳观测卫星之分，当然，有的兼有多种观测任务。

太阳观测卫星和某些兼用于太阳观测的某些天空实验室等，其主要任务是监测太阳辐射，研究日地关系，考察太阳风，行星际磁场、地球磁层以及行星际物质等。1958年美国发射的第一颗人造地球卫星，就发现了地球的两个辐射带和后来确认的地球磁层，它们是太阳风作用的结果。20世纪60年代后，美国和前苏联相继发射用于不同观测任务的太阳观测卫星系列。1974年美国和当时的西德合作发射的"太阳神"卫星，飞临太阳0.3AU处，并进入日心轨道，是目前最接近太阳的深空太阳观测器。天空实验室一般是多用途的载人轨道空间站，它携带的望远镜可以对太阳进行可见光、紫外和X射线等波段进行高分辨率的电视和照相观测。例如："太阳及日球层观测平台（SOHO）"卫星观测到的304 ?波段全日面太阳像，1998年4月美国发射的太?quot;太阳过渡区和日冕探测者（TRACE）"卫星也观测到局部日冕结构。20世纪90年代"SOHO"和"TRACE"等卫星更是将太阳物理的研究推到一个崭新的阶段。2006年10月25日，美国宇航局又成功地发射了太阳观测卫星――“日地关系观测台（STEREO）”。通过这些卫星的联合观测，人类对太阳的研究一定更深入。

另一类是非太阳探测天文卫星，主要用来巡视天空辐射源，测定其方向、位置、强度和辐射谱线特征，观测银河系和河外天体。1990年由美国航天飞机送入太空轨道的哈勃空间望远镜，是最令天文学界寄以厚望的探空装置。哈勃望远镜为卡塞格林式反射望远镜，口径2.4m，整个装置呈圆柱形，长13.3m，重12.5吨。该镜装有5种接收仪器：暗弱天体照相机、暗弱天体光谱仪、高速光度计、高分辨率光谱仪和宽视场行星照相机。它可观测的极限星等为30等，能看到比地面望远镜深7倍的宇宙深空，弱50倍的天体。仅该镜的研制就历时13年，耗资21亿美元，1993年进行一次修复又耗资2.5亿。哈勃望远镜果然不负众望，为天文学家提供了大量有价值的精确数据和清晰照片。如拍摄的冥王星及其卫星的照片，1994年彗星撞击木星的情景，都是当今世界上最好的观测资料。图5.16是1994年7月18日彗星撞击木星时产生极为耀眼的闪光照片。

二、月球、行星和行星际探测系列

1．月球探测

航天器飞出地球后就可成月球、行星和行星际空间进行直接采样或逼近观测的探测器。

月球探测是太阳系空间探测的第一个目标。早在20世纪50年代末，苏、美两国就对月球进行了多次不载人探测。1969年7月20日，美国"阿波罗"11号把两位宇航员送上月球。此后，又先后5次登月成功，到1972年已有12人登上月球。在月球上安放了探测仪器，采集了月岩标本。从而开创了人类去天上进行实地考察和实验的新纪元（见图5.17）。

通过美国和前苏联的一系列探测和等月活动，人类认识和了解到月球上有丰富、宝贵、可供人类利用的资源。开发利用月球资源会给全人类带来巨大的利益。但是，人类要置身于月球才能谈到如何开发和利用月球物质资源，而目前月球上的恶劣环境人类是难以生存的。正是这个有关人类如何才能置身于月球的问题得不到解决，使一度辉煌和热闹的月球热，在阿波罗计划之后，长时间销声匿迹。直到1996年，美国"克莱门汀"号探测器探测到月球南极肯艾特盆地地区可能沉积有大量的冰时，才给人类在月球上生存带来新的希望。有冰就有水，有水就有生命和供能的源泉。为了进一步探明此事，1998年1月6日，美国发射了"月球勘探者"号探测器，通过对这个探测器所发回的图像进行分析，美国化学家不仅证实了月球南极存有与沙土混合的冰，而且还发现月球北极也存有与沙土混合的冰，估计总水量可达1000万吨到3亿吨。这一消息为21世纪人类重返月球，在月球上建立天文观测站，建立到其它行星上的中继站，建立月球资源的勘探和开发基地，甚至建立月球旅游、工业和居民区带来希望。

2．太阳系的大行星探测

水星、金星和火星的物理性质与地球相似，属于类地行星，且距地球较近。对它们的探测除逼近飞行外，有的还进行硬着陆或软着陆。从1973年到1975年，美国发射的"水手"10号飞船先后三次逼近水星，最近距离只有327km，发回大量近距离图像和其它资料，使人们对水星有了更清楚的认识。美国和前苏联对金星发射多次探测器。前苏联发射的"金星"7号登陆舱于1970年首次实现软着陆。后来美国的飞船也多次莅临金星。从而人们对金星大气状况、大气成分和地表情况有了较清楚的认识。对火星的探测更是不遗余力，从20世纪70年代到90年代，美国多次组织对火星逼近和软着陆探测，还曾把分折仪器和登陆车送上火星陆地，自动挖取土样作生物探测实验。空间探测器对类地行星从较近距离拍摄地大量照片和探测仪器地取样分析，揭开了被测行星的大气环境和表面景观的面纱，看到它们的真实面目。曾被认为最有可能存在生命的金星和火星的探测结果表明，这两个行星上现在没有生命存在。1997年7月，美国"探路者"号探测器从火星上发回的大量照片及检测火星岩石和土壤的化学分析结果，说明如今一片荒凉的火星曾是一个温暖、潮湿的地方，而且可能曾是一个孕育和维持过生命的星球。21世纪初人类对火星的探测又有新的发现（参看第7章“火星”以及地13章“地外生命探索”部分）。

对木星、土星、天王星和海王星的探测，也都大有收获。其中有发现了它们一批卫星，如：土星的卫星不止8个而是18个或更多。对木星的大红斑，土星的光环以及它们结构有了进一步认识，除土星外，木星、天王星的海王星也都有光环。从而使人类对它们的认识不断翻新。土卫六是太阳系唯一拥有较厚大气层的卫星，其上可能含有水冰的冻结海洋，可能存在某种形态的生命。1997年10月15日，"卡西尼"空间探测器发射上天，2004年7月飞临土星附近，计划对土星进行4年的就近环绕探测。"卡西尼"携带的"惠更斯"着陆器还要在土卫六上着陆，开始对其表面勘察，以便了解土卫六的情况（太阳系行星探测成果在第7章“太阳系”中再叙述）。

三、空间观测技术

1．红外辐射观测

红外辐射需用红外望远镜观测。其结构与反射望远镜相似，但在观测时要使用红外传感器。波长0.77～1.2微米的近红外波段观测，可在地面进行。但波长较大的远红外观测，必须到大气外层空间进行。早在20世纪70年人代，分别在4微米、11微米和20微米波段观测，就发现了3000多个红外源，后来又发现了2万多个红外源，获得了正在形成中的红外星的更多的证据。对中、远红外波段探测，还出人意料地发现了一些遥远星系和类星体等强辐射源。对这些极强的红外辐射机制，至今尚未能做出令人满意的解释。

美国宇航局（NASA）在2003年8月发射了空间红外天文台，其上包括一架口径85厘米的红外望远镜，搭载红外阵列照相机、红外谱仪、多波段成像光电仪。总重865千克，是目前世界上发射的最大的红外望远镜。它将为人类打开一扇观测宇宙的新窗口。

2．紫外辐射观测

  紫外辐射一般指100埃～4000埃波段辐射。地球大气对波长短于3000埃的紫外光很不透明。在地球上除了能接收到太阳部分紫外辐射之外，根本观测不到其它天体的紫外辐射。因此，进行紫外观测，只能借助火箭和人造卫星到外层空间去。1968年美国发射的"轨道天文台2号"上安装4架紫外望远镜，用4个波段进行巡视观测，获得了丰富的观测资料，从而使紫外天文学真正形成。后来又进行了卓有成效的紫外观测，在地面操作中心还可以直接看到星场图像。紫外观测，对于星际物质的研究有特殊意义。

3．X射线和γ射线观测

X射线一般指波长介于0.01埃～100埃的电磁波段。由于Χ射线光子的能量较高，没有可用作折射和反射的材料使它会聚成像。经过长久努力，人们将掠射光学原理应用于Χ射线天文观测，制成了真正有观测价值的高分辨率的Χ射电波的探测，完全在空间进行，迄今已发射了许多载有Χ射线望远镜的空间探测器（如：钱德拉X射线天文台等），并取得了丰硕的成果。例如，对太阳Χ射线爆发，为深入认识太阳耀斑提供了依据。在太阳系之外，目前已发现上千个Χ射线源，其中一部分已得到光学证认，它们和超新星遗迹和强射电星系有关。

γ射线波长都短于0.1埃。康普顿伽玛射线天文台在γ射线波段上观测宇宙也给人类带来不少信息。关于天体可能发射γ射线的理论，早在20世纪50年代就开始了。60年代证实存在宇宙γ射线背景辐射。70年代在整个银河平面（银盘）上探测到高能γ射线辐射 ，并发现了γ射电脉冲星。在γ射线观测中，最引人注目的是宇宙γ射线爆发的发现，至今对γ射线爆发源的本质仍存在争议。2004年11月“雨燕”号探测器升空，将翻开了宇宙γ射线爆研究的崭新的一页。

20世纪航天事业迅速发展，各类卫星利用太空资源开发信息流产品已达到相当规模，促进世界迈向信息社会；载入航天进展很大，12名人类的使者登月拜访，"和平"号空间站的建成……所有这一些都为21世航天的进一步发展打下了比较坚实的基础。我们相信21世纪是航天的时代，21世纪太空的景观一定更加绚丽多彩。

§5.4-2 空间天文观测

四、航天器 

航天器是太空航天器工程系统的核心组成部分（如图5.18）。航天器是航天运载器的有效载荷，是在太空轨道上运动，并具有满足地面特定需求的人造天体。世界上第一个航天器是原苏联的"人造卫星"1号。航天器因任务的不同，有不同的种类、不同的功能和不同的轨道。

1． 航天器的分类

航天器不仅种类众多，而且形态各异，图5.19所列只是其中一些。

按是否载人，可分为无人航天器和载人航天器两大类。若按照所执行的任务和飞行方式可作进一步划分。载人航天器可分为载人飞船、航天飞船、太空实验室和空间站等几种。

（1） 无人航天器

目前太空中大量的航天器是无人航天器，它们按照事先设置的程序自动进行或受地面指令控制实施。主要包括地球卫星和空间（深空）探测器。地球卫星按用途可分为科学卫星、技术实验卫星和应用卫星等。例如：1990年4月美国发射的"哈勃"太空望远镜就是天文卫星；1997年6月10日我国发射的风云2号是气象卫星。空间探测器依探测的目标不同，可分为月球探测器和行星探测器。例如："勘测者"号月球探测器，"先驱者"10号探测器等。

（2） 载人航天器

由于航天技术的发展，出现了载有宇航员的航天器。象"阿波罗"11号载人飞船首次实现了人类登月的宿愿。

空间站是指在地球轨道上运行的、适于人类长期工作、生活的大型航天器。例如："和平"号空间站、"自由"号空间站和"阿尔法"号国际空间站。

"和平"号空间站由俄罗斯1986年2月发射进入太空，2001年3月23日告别太空，结束15年的历史使命。"阿尔法"的空间站，是以美国和俄罗斯为主，16个国家参与的国际空间站。它始建于1998年，是人类在太空领域最大规模的科技合作项目，也是世界航天史上第一个国际合作建设的空间站。空间站包括1个基础舱、6个实验舱、1个居住舱、两个连接舱以及后勤服务舱等。其规模是俄罗斯"和平"号的5倍，太阳能电池板展开后空间站的面积有两个足球场大，整个密封容器约为1300M3整个工程要耗资630亿美元，现已基本完成。

21世纪，中国的航天事业正蓬勃发展，其中特别是载人航天实现了历史性的突破。2003年"神舟五号"载人飞船成功返回，2005年"神舟六号"载人巡天安全着陆。在这些基础上，中国一定有能力建设未来的空间实验室和空间站。

人类载人航天第一人：    

第一个进行太空旅行的人是尤里·加加林（1961.4.12）（1963.6.16）；第一个飞进宇宙的女性是瓦莲金娜?捷列什科娃；第一个在太空行走的宇航员是阿列克塞?列昂诺夫（1965.3.18）；第一个遇难的航天员是科马罗夫（1967.4.23）；第一个登上月球的人是尼尔?阿姆斯特朗（1969.7.）；第一个进入太空的华人是王赣骏（1985.4.29.－1985.5.6.）；第一个自费的太空游客是丹尼斯·蒂托（2001）；第一个在太空展示五星红旗的中国宇航员是杨利伟（2003.10.15）。

空间站，特别是长期性空间站不仅为人类长时间驻留外层空间提供了可能，而且为人类创造性才能的发挥，空间工业化和商业化的实现，更好地认识地球和宇宙，更大规模地开展航天活动等创造了条件。宗旨，空间站是人类的伟大创举，是一项开拓性的事业，它可成为太空生产基地、观天测地的场所和航天活动的中继站。

2． 航天器的组成

航天器要在太空执行满足地面特定需求任务，必须提供航天器的服务和支持系统。因此，航天器上应有直接执行有关航天任务的仪器、设备和系统，有的航天器还载有宇航员、生物，称为航天器的有效载荷。对有效载荷，航天器需要提供能量、信息、物质和创造适宜的人工环境和条件，所有这些构成航天器的整体，如下列网络图5.20。

3． 航天器的轨道

航天器是用航天运载器发射的，其发射弹道一般指运载器从地面起飞直到把航天器送入某一轨道的飞行轨迹。

航天器轨道是指航天器在太空中飞行时质心的运动轨迹。按航天器任务，一般可有人造卫星运行轨道、月球探测器轨道、行星探测器轨道等几类；按飞行范围，又可分为绕地球质心运行段、绕月球质心运行段、绕太阳质心运行段和绕行星（地球除外）质心运行段等不同的阶段。

航天器在太空中运行会受到周围天体引力的作用，航天器的轨道一般由开普勒轨道和轨道摄动两部分组成。用轨道要素可以精确计算航天器的位置。

（1）人造卫星轨道

在地球引力作用内，环绕地球运动时其质心的运动轨迹。一般卫星飞行高度500～6000km之间，对人造卫星来说，多数运行方向和地球自转相同，因为这样能在发射时可用地球自转速度，节省能源。若采用地球静止轨道，卫星将始终固定在地球赤道某点的上空如图5.21（a），地面站对卫星的指向可保持不变，便于地面站对卫星进行观测（如通讯卫星、气象卫星等）。若采用偏东且在低纬地区上空运转，则要设计如图5.21（b）中的1。要想卫星运转起来几乎可以覆盖自转着的地球，则轨道的设计要如图5.21（b）中的2、3。还有采用太阳同步轨道，轨道平面相对太阳方位不变，有利于进行可见光测试（如地球资源卫星、气象卫星、照相卫星等）。采用复现轨道，卫星可以周而复始地对地面目标进行监控，能发现目标地动态变化，如资源、气象卫星；采用低轨道，卫星获取到的地面信息较强。采用大椭圆轨道，卫星能探测深度较大的空间区域，如空间物理探测卫星对环绕地球的运行的载入航天器，应避开地球辐射带，一般应小于500km。

（2）月球探测器轨道

月球探测器受地月引力共同作用，轨道按顺序首先分为环绕地球的停泊轨道和地球-月球之间的转移轨道。若要软着陆还要设计着陆轨道。若需返回地球的探测器，还有返回轨道。（如图5.22）

（3）行星探测器轨道

行星探测器轨道按运动过程中受到的主要天体的引力，可分为绕地心运动阶段，绕日心运动阶段和绕行星质心的运动阶段。这3个运动阶段分别与地球引力作用、太阳引力作用、行星引力作用相对应。在这3个运动阶段中，行星探测器被认为是分别相对地球、太阳和行星的质心运动的。从地球向行星飞行的两种过渡轨道示意图5.23所示。

在行星探测器飞行目标行星的过程中，也可借助其它行星的引力时探测器相对太阳的速度加大，从而可缩短航行时间和减少发射初速。

卡西尼号探测器将采用借助金星（1）-金星（2）-地球-木星-土星引力来加速的轨道如图5.24。值得一提，科学家要探测太阳系天体时，在选择发射探测器的时间也会充分考虑到利用1982年"九星聚会"的天象（旅行者1号和旅行者2号分别在1977年8月20日和9月5日发射成功）。因为是九星聚会，九大行星都比较集中在同一个方向附近，这对于公转周期长的土星、天王星、和海王星、冥王星来说，实在是机会难得。这就提供了一种可能性：探测器飞行轨道的设计者们可以让探测器在探测和飞越一颗行星的同时，利用其引力作用作为"跳板"，改变原来的飞行方向，拐弯转向下一个探测对象。正是在这样的安排下，"旅行者1号"和"先驱者11号"都先后探测了木星和土星；"旅行者2号"除了探测木星和土星外，还拜访过天王星和海王星。

美国宇航局计划2006年发射的探测器――“新视野”号，它的飞行轨迹见图5.25。“新视野”号升空后，探测器将首先飞向木星，飞临木星时并借助其引力飞向冥王星。在飞经木星的过程中，“新视野”还将顺便对木星的大气、磁层以及它的20多颗卫星进行为期4个多月的探测工作。此后，探测器便将一直飞向冥王星，并于2015抵达冥王星和冥卫附近。21世纪是航天时代，21世纪的科技发展一定更迅猛，象太空站的建成、寻找太空中的类地行星、建造星际火箭、用光子引擎制造星际飞船一定能实现。

自从人类开始航天活动以来，火箭发射后的遗骸，失效的人造航天器等自行爆炸或互相碰撞，形成越来越多的空间碎片。这些空间碎片长期滞留在地球的外层空间，被称为太空垃圾。太空垃圾在不同高度，不同轨道平面上运行，在地球周围形成一层层的“包围圈”，严重污染了地球的外层空间环境。同时，由于太空垃圾的存在，使得航天器的发射和轨道和运行受到严重威胁。现在，世界各国已认识到这个问题的严重性，并从改进火箭和航天器的设计及进行国际立法来限制太空垃圾的增加。

§5.5虚拟天文台

一、 虚拟天文台的提出

400年前伽利略首次把望远镜指向天空，结束了人类一直用肉眼进行天文观测的历史。150年前，照相技术和光谱技术开始在天文观测中应用，单纯以人眼作为天文探测器的时代结束，天体物理学诞生并发展成为现代天文学的主流。50多年前，在第二次世界大战中得到蓬勃发展的无线电技术使得天文学家的视野超出了可见光，射电天文学诞生。此后不久宇航时代到来，空间天文学诞生，人类对宇宙的观测扩展到了伽马射线、X射线、紫外和红外波段。这就是人类观测宇宙的三个里程碑――光学天文学时代、射电天文学时代和空间天文学时代。    

从20世纪90年代开始，天文学正经历着革命性的变化。这一变化是由前所未有的技术进步推动的，即望远镜的设计和制造、大尺寸探测器阵列的开发、计算能力的指数增长以及互联网络的飞速发展。

望远镜技术的进步使得人类可以建造大型的空间天文台，为伽玛射线、X射线、光学和红外天文的发展开辟了新的前景，同时也推动了新一代的大口径地面光学望远镜和射电望远镜的建造。现在，天文学家们正在计划建造功能更好口径更大的空间和地面望远镜，并将配备尺寸更大象素更多的探测器。随着众多先进的地面与空间天文设备的投入使用，大规模的观测数据正在产生，例如目前哈勃空间望远镜每天大约产生50亿字节的数据，我国正在建造的LAMOST望远镜也将产生每天30亿字节的数据，美国计划建造的“大口径巡天望远镜”将会达到每天10 万亿字节的量级！ 在这样的情况下，美国国家科学院天文学及天体物理学发展规划委员会在题为“新千年的天文学和天体物理学”的十年发展规划中把建立国家虚拟天文台作为优先推荐项目。虚拟天文台的概念提出后各国天文学界迅速响应，纷纷提出了各自的虚拟天文台计划，我国也已投入虚拟天文台的建设。    

虚拟天文台将利用最先进的计算机和网络技术将各种天文研究资源（观测数据、天文文献、计算资源等）甚至天文观测设备，以标准的服务模式无缝地汇集在同一系统中。天文学家可以方便地利用虚拟天文台系统，享受其提供的丰富资源和强大服务，使自己从数据收集、数据处理等事务中摆脱出来，而把精力集中在自己感兴趣的科学问题上。为了将不同地区的虚拟天文台研发力量联合在一起，国际虚拟天文台联盟于２００２年６月成立。

二、虚拟天文台的工作原理

巡天，就是对整个天区进行观测、普查。如果利用伽马射线巡天、X射线巡天、紫外巡天、光学巡天、红外巡天和射电巡天所得到的观测数据，用适合的方法对数据进行统一规范的整理、归档，便可以构成一个全波段的数字虚拟天空；而根据用户要求获得某个天区的各类数据，就仿佛是在使用一架虚拟的天文望远镜；如果再根据科学研究的要求开发出功能强大的计算工具、统计分析工具和数据挖掘工具，这就相当于拥有了虚拟的各种研究设施。这样，由数字虚拟天空、虚拟天文望远镜和虚拟研究设施所组成的机构便是一个独一无二的虚拟天文台（如图5.25所示）。到时天文学家或天文爱好者要取得天文数据只需打开计算机、登录网站、输入所需的参数、然后点击鼠标即可。

三 、建设虚拟天文台的意义

虚拟天文台是21世纪天文学研究的一个重要发展方向。它的使用将使天文研究再次发生重大变化。各种天文研究资源都以统一的标准服务模式无缝地汇集在虚拟天文台系统中。天文学家只需登录到虚拟天文台门户便可以享受其提供的丰富资源和强大的服务，使自己从数据收集、数据处理这些繁琐的事务中彻底摆脱出来，而把精力集中在自己感兴趣的科学问题上。虚拟天文台将使天文学研究取得前所未有的进展，将成为开创“天文学发现新时代”的关键性因素。同时，它作为网络时代天文研究的基础平台，为天文学研究信息化创造条件，为普及大众天文学基础教育提供便利。

本文来源：https://www.2haoxitong.net/k/doc/7647d2e0856a561252d36f6c.html