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。