第四章-天文望远镜

MaunaKeaObservatory,HawaiiESO,LaSillaObservatory,Chile第四章天文望远镜TelescopesCanary,Spain主要内容§1当代天文望远镜§2天文光学望远镜系统§3天文光学望远镜的光学性能§4射电望远镜§5空间望远镜与空间探测器§4-1当代天文望远镜天文望远镜是探测宇宙奥秘的重要武器，它的主要作用是收集天体的辐射，并使其成像，当今已进入全波段的观测时代。1609年伽利略将自制望远镜（口径4.4cm）指向天空，发现了月球上的环行山、木星的4颗卫星、金星亮度的位相变化、银河系是由许多恒星组成的等成果。为了纪念伽利略之一伟大壮举，联合国把2009年定为“国际天文年”。为纪念伽利略首次用望远镜进行天文观测400年，由国际天文学联合会(IAU)和联合国教科文组织(UNESCO)共同发起，主题是“探索我们的宇宙”，希望通过白天的天空和夜晚的星空，帮助人们重新认识他们在宇宙中的位置，从而激发个人的探索发现精神。一、当代世界大型天文望远镜1、折射望远镜2、反射望远镜1.02m;tube19.2mlongatYerkesObservatory1折射望远镜1897年，美国叶凯士天文台建成一架口径达1.02m的折射望远镜，至今为止它是世界上口径最大的折射望远镜。

Lick天文台的0.91m折射望远镜0.91matLickObservatoryThefirstreallygreatmoderntelescopewasthe2.4meterdiametertelescopeonMt.Wilson(威尔逊天文台),California(1917)Usingthistelescope,EdwinHubble(哈勃)discoveredin1929thattheentireuniversewasexpanding(宇宙正在膨胀)2反射望远镜哈勃爱因斯坦参观威尔逊山天文台

威尔逊山天文台2.4m望远镜HaleTelescope(5m)(1948)PalomarObservatory

帕洛玛天文台

1、美国于1992年，1996年建成的两个10米口径的凯克I和凯克II号望远镜，其联合干涉观测相当于一架口径14米望远镜的威力。

2、欧南天文台(ESO)建造的甚大望远镜（VeryLargeTelescope，缩写为VLT），由4架口径8.2米的望远镜组成(=16m)；

3、美国、英国等六国联合建造的双子座望远镜由两个8m望远镜组成，于1998年完成一架，第二架于2000年完成。

4、日本的8.2m昴星团望远镜也已投入使用。当代世界上的大望远镜夏威夷的莫纳克亚(MaunaKea)天文台

莫纳克亚山天文台坐落在美国夏威夷群岛大岛上的莫纳克亚山顶峰上，是世界著名的天文学研究场所,海拔2,835米.凯克望远镜：凯克Ⅰ、凯克II建在夏威夷的莫纳克亚山，它们是目前世界上最大的光学望远镜。凯克望远镜由36块直径1.8m，厚10cm的镜子组合成的，有效口径为10m，焦距为17.5m，镜面为双曲面。

凯克望远镜TheKeckTelescopes拍摄的图像欧洲南方天文台(ESO)欧洲南方天文台（EuropeanSouthernObservatory，缩写为ESO，简称欧南台）由比利时、瑞典、法国、德国、荷兰、丹麦、意大利和瑞士8国于1962年合建，现由13个欧洲国家组成。总部设在德国慕尼黑附近的加欣。它是欧洲天文学家合作的国际性机构。欧南天文台(ESO)建造的超大望远镜(VLT)，安放在智利海拔2632米的色洛·帕瑞那(CerroParanal)，这是地球上最干燥的地区之一，非常适合于红外观测。4架口径8.2米

VLT每个重400吨，镜面重22吨。VLTANTU+FORS1TheSombrero(草帽)galaxyOrionNebula

VLTUT1+ISAAC(InfraredSpectrometerAndArrayCamera)双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。大型双子望远镜（北）在美国夏威夷莫纳克亚1998年建成。大型双子望远镜（南）在智利色洛·帕瑞那，2000年建成。日本昴星团望远镜(SubaruTelescope)

昴星团望远镜(SubaruTelescope)位于夏威夷莫纳克亚山上，该望远镜的直径为8.2米，这是一台光学/视觉红外线望远镜。它能够和凯克天文台共同分享其他望远镜的观测数据。使用权归日本国家天文台，但是来自世界各地的天文学家均可使用，首次科学观测于1999年进行。未来世界大望远镜CELT加州超大望远镜30米美里克天文台TMT加州巨型拼嵌望远镜30米美麦克唐纳ELT超大望远镜50米瑞典伦德天文台MAXAT极大口径望远镜

50米美国立天文台OWL超凡望远镜100米欧南台“30米望远镜”(TMT)在夏威夷莫纳克亚山顶效果图TMT望远镜(30米)：由美国加州大学、加州理工学院、加拿大大学天文学研究协会、日本国立天文台、中国科学院国家天文台以及印度国家科学技术部联合建造的30米口径望远镜（TMT）于2004年开始规划，预计于2018年完工。这架望远镜的造价高达13亿美元，建设选址定于夏威夷莫纳克亚火山顶，海拔4207米。TMT直径30米的主镜面由738块直径为1.2米的六边形镜片拼合而成。（2011.2.27报道）超凡望远镜OWL(100米)设计图二、我国的光学望远镜

名称与口径天文台地点2.16米望远镜国家天文台(总部)河北兴隆1.26米望远镜国家天文台(总部)河北兴隆太阳磁场望远镜国家天文台（总部）北京怀柔1.56米望远镜上海天文台上海佘山2.40米望远镜国家天文台(云南)云南丽江1.20米望远镜国家天文台(云南)云南昆明1.05米望远镜国家天文台(云南)云南昆明中国光学天文重要设备地域分布兴隆佘山昆明怀柔抚仙湖丽江紫紫金山天文台国家天文台兴隆站兴隆观测站位于燕山主峰南麓，长城北侧，海拔960米，是国家天文台恒星与星系光学天文观测基地，建有2.16米光学望远镜,1.26米红外望远镜、60/90厘米施密特望远镜、85厘米反射望远镜。这里天文宁静度好，大气透明度好，每年有270多个可观测的晴夜。国家天文台兴隆基地

2.16米望远镜，1989年建成（中国自行设计制造）60/90厘米施密特望远镜1997年1月20日发现的近地小行星中国科学院国家天文台怀柔太阳观测基地上海天文台1.56米望远镜该望远镜由上海天文台自行设计并于1987年完成，1989年起用。云南天文台1.02米望远镜

1979年建成，望远镜由民主德国耶拿蔡司厂制造.地理经度：102˚47΄18˝E地理纬度：25˚01΄46˝N

海拔高：

2000M

云南天文台抚仙湖太阳观测站抚仙湖观测站坐落于云南省澄江县境内抚仙湖东北岸的老鹰地，观测站是中国目前最优良的太阳观测站，也是亚洲最大的地面太阳观测基地，同时还是世界上最好的太阳物理观测址之一。

目前中国最大的天文光学望远镜台址：云南丽江高美古地理位置：东经100°01′51″北纬26°42′32″海拔3193米，距丽江县城约50千米。

丽江高美古是我国南方的一个优良台址，特别是视宁度达到世界优良台址的水平。丽江站天文观测条件远眺玉龙雪山

SnowmoutainsseenfromLijiangObservatory2.4米望远镜技术指标望远镜由英国TTL公司制造

地平式装置

RC系统,Cassegrain

焦点通光口径:2.4m

焦比:主镜F/2.5，系统

F/8

像质:<0.35”

指向精度:<2”

跟踪精度:<2”/hr(开环)，<0.5”/hr(闭环)2010.7.22大面积天区多目标天体的光谱巡天望远镜（LAMOST）——郭守敬望远镜大型天文光谱望远镜

LargeMulti-ObjectSpectroscopyTelescope（LAMOST）特点：大视场与大口径兼顾，有效口径=4米效能：同时观测4000个20.5星等的星系的光谱球面主镜MB焦面定天、改正镜MA光纤光谱仪LAMOST望远镜示意图国家重大科学工程项目大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜（LAMOST）第二节天文光学望远镜系统光学望远镜的光学部分主要是望远镜的物镜和目镜。物镜是核心器件，起聚光作用，其光学性能的好坏至关重要。物镜是反射镜的叫反射望远镜；物镜是透镜的叫折射望远镜；物镜是反射镜，但是前面加一块改正像差的透镜组成的望远镜叫折反射望远镜。光学望远镜的类型折射望远镜反射望远镜折反射望远镜Thesimplesttelescopes:eyetwomainelements:alens(透镜)andadetector（探测器）.

Lens:Aperture（孔径）:2-6mm;

focallength:~5cm.视神经角膜Detector:

retina

视网膜晶状体反射式望远镜的4种主要设计主焦式，牛顿式，卡塞式，库德式镜筒物镜目镜寻星镜赤道仪望远镜的组成折射望远镜牛顿式反射望远镜卡赛格林式反射望远镜

施密特卡式折反射望远镜主镜：折反射望远镜施密特-卡塞格林系统

口径:40cm焦距:400cm第三节

天文光学望远镜的光学性能天文光学望远镜的性能指标评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。望远镜的光学性能指标，主要有六个参量:

有效口径相对口径(光力)

放大率贯穿本领(极限星等)

分辨本领视场1）口径DI∝πD

2物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr2）成正比。1609年伽利略望远镜的口径仅有4.4cm左右，但是它比人的眼睛（瞳孔的直径在夜间观察约为6mm）的通光面积大43倍，所以才掀起了天文观测的时代。人眼直接观测只能看亮于6.5m的星，可是通过10m口径的望远镜能看到比22m还暗的星。2）相对口径A：A=D／F望远镜的光力也叫相对口径，即口径D和焦距F之比，A=D/F。光力A的倒数叫焦比(1/A=F/D)。如望远镜的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力A=1/10。

望远镜的光力大，观测有视面天体（如太阳、月亮、行星、彗星等）越有利，因为观测到天体的亮度与光力A2成正比。例如，天文学家为了研究太阳的精细结构和细致的活动情况，需要通过望远镜呈现出一个大而明亮的太阳像，这需要口径大，焦距长的望远镜来观测。

3）分辨角δ″

分辨角：两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的是天球上两点的角距离。根据光的衍射原理，分辨角为：

δ（弧度）=1.22λ/D式中D为望远镜的口径；λ为入射光的波长若分辨角δ用角秒为单位

(1弧度=206265″)波长用目视观测最敏感的λ=555nm代入，则有：δ″=140″/D(mm)

波长用照相观测最敏感的λ=440nm代入，则有：δ″=110″/D(mm)

望远镜D=400mm,

δ″=140″/400=0.35″(理论值)

兴隆2.16m望远镜D=2160mm,

δ″=140″/2160=0.06″(理论值)

由于地球大气存在湍流影响加上望远镜的光学镜面会有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。

望远镜的口径越大,分辨本领越高,越能分辨天体的更细结构，则能观测更暗、更多的天体。

4）放大率G

目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦距F2之比，即G=F1/F2

一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，像变得模糊。常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距800mm的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。5）视场ω

望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比。望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差，成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。施米特望远镜的焦距比较短，更主要的是它的光学系统的像差消得比较好，故它的视场ω可达十几度。一般反射望远镜的视场ω小于1度。TheKeckTelescopes拍摄的图像6）极限星等（贯穿本领）m：

m=2.1+5logD理想条件下，通过望远镜能看的最暗的星等为望远镜的贯穿本领(极限星等)。它反映了望远镜观测天体的能力。对于目视望远镜,它的极限星等可以用经验公式计算：

m=2.1+5logD

例：D=400mm,m=2.1+5log400=15.11(理论)衡量望远镜性能的重要参量使用望远镜的主要目的：

1、聚光本领：I∝πD2

2、分辨本领：θ＝1.22λ／D

因此，衡量望远镜的重要参量是口径。第四节射电望远镜20世纪30年代初，美国年轻的工程师央斯基，在研究无线电干涉的噪声源时，首先发现了来自天体的无线电波。1937年美国无线电工程师雷伯，架设了一个直径9.6m的金属抛物面天线，首次收到了来自银河系的无线电波，证实了央斯基的发现。雷伯的天线是世界上第一架射电望远镜。射电天文学是一个相对新的天文学分支，它使用射电望远镜系统在无线电波段研究宇宙中各类天体。20世纪60年代，天文学中的四大重要发现－类星体、脉冲星、微波背景辐射和星际有机分子都主要是由射电望远镜的观测发现的。射电天文学的发展对天文学的发展做出了重大贡献射电望远镜系统典型的射电望远镜包括天线系统、接收系统和记录系统：(1)天线系统经典的天线是旋转抛物面天线，它的优点是汇集射电波的接收面，频带较宽，比较易于进行机械跟踪和扫描。它的主要限制是机械结构与精度要求的矛盾。（2）接收系统主要有一个接收机，其作用是把微弱的无线电信号放大。（3）记录系统使用记录仪或电表将经过接收机放大的信号显示出来，并进行记录。射电望远镜世界上目前最大的射电望远镜是美国的位于波多黎各的阿雷西博天文台的射电望远镜，其抛物面天线直径达305m。阿雷西博的射电望远镜德国100米射电望远镜

美国国家射电天文台100米射电望远镜

甚大望远镜阵（VLA），它由27面，直径为25m的天线排成“Y”字形组成，长21公里。位于美国新墨西哥州的索科洛，1981年建成。中科院上海天文台65米射电望远镜2012年10月28日“嫦娥工程”配套设施在“嫦娥工程”中，共有4台大天线对嫦娥一号进行精确定位和观测，这4只“千里眼”分别位于国家天文台北京密云地面站（50米）、云南天文台（40米）、上海天文台（25米）和乌鲁木齐天文台（25米）。嫦娥工程观测站之一：北京密云地面站射电望远镜嫦娥工程观测站之一：上海天文台射电望远镜新疆天文观测站嫦娥工程观测站之一：新疆天文观测站射电望远镜(25m)嫦娥工程观测站之一：云南天文台40米射电望远镜500米口径球面射电天文望远镜(FAST)

Five-hundred-meterApertureSphericalRadioTelescope中国天文界提出建造世界最大的单口径射电望远镜——500米口径球面射电天文望远镜（FAST）。它具有3项自主创新：利用贵州天然的喀斯特洼坑作为台址；洼坑内铺设数千块单元组成500米球冠状主动反射面；采用轻型索拖动结构和并联机器人，实现望远镜接收机的高精度定位。全新的设计思路，加之得天独厚的台址优势，FAST突破了望远镜的百米工程极限，开创了建造巨型射电望远镜的新模式。FAST项目由中国科学院国家天文台主持，全国20余所大学和研究所的百余位科技骨干参与了此项工作。得到了中科院知识创新工程首批重大项目和重要方向性项目以及国家自然科学基金会重点项目的经费支持。FAST科学目标：

FAST作为一个多学科基础研究平台，有能力将中性氢观测延伸至宇宙边缘，观测暗物质和暗能量，寻找第一代天体。能用一年时间发现约7000颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律；有希望发现奇异星和夸克星物质；发现中子星—黑洞双星，无需依赖模型精确测定黑洞质量；通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波；作为最大的台站加入国际甚长基线网，为天体超精细结构成像；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破；用于搜寻识别可能的星际通讯信号，寻找地外文明等等。2013年，一座口径达500米的球面射电望远镜FAST，将在贵州喀斯特洼地建成。FAST由4600块三角型反射板拼成，其外形与锅式卫星天线相似，面积则相当于25个足球场那么大，总投资约为6.88亿元。贵州省黔南州平塘县克度镇大窝凼（dàng）FAST密云50米总体模型示意图国家天文台密云观测站FAST50米模型大气窗口(atmosphericwindow)

地球大气阻挡了来自空间的电磁辐射的大部分，仅在射电和光学部分波段较为透明。

第五节空间望远镜与空间探测器不透明度哈勃空间望远镜哈勃空间望远镜：1990年4月25日由航天飞机发现者号送入太空。望远镜口径2.4米,总重12.5吨,研制历时13年,耗资21亿美元,空间轨道高度600千米、周期95分钟的轨道上。可以在光学、紫外和红外波段进行观测。HST在1993年修复前后拍摄的星系M100像比较IRAS(InfraredAstronomySatellite)

红外天文卫星SIRTF(SpaceInfraredTelescopeFacility)EUVE(ExtremeUltravioletExplorer远紫外探测器)andFUSE(FarUltravioletSpectroscopicExplorer远紫外分光探测器)

CGRO(ComptonGammaRayObservatory)

γ射线天文台TheX-rayMulti-MirrorMission(XMM-Newton)

Lifetime:December1999-(nominal10yearmission)

EnergyRange:0.1-15keV

SpecialFeatures:Verylargecollectingarea.SimulataneousX-ray&Opticalobservations.

Swift（雨燕）SwiftisaNASAmediumsizedexplorermission,developedincollaborationwithUKandItaly.ItwassuccessfullylaunchedonNovember20,2004fromCapeCanaveral(USA).TheprimaryscientificobjectivesaretodeterminetheoriginofGammaRayBursts(GRB)andtopioneerth