天文望遠鏡介紹

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光學望遠鏡

天文光學望遠鏡主要由物鏡和目鏡組鏡頭及其它配件組成。通

常按照物鏡的不同，可把光學望遠鏡分為三類：折射望遠鏡、反射望遠

鏡和折反射望遠鏡。

一 折射望遠鏡

折射望遠鏡的物鏡由透鏡組成折射系統。早期的望遠鏡物鏡由一塊

單透鏡制成。由于物點發射的光線與透鏡主軸有較大的夾角，玻璃對不

同顏色的光的折射率不同，會造成球差和色差，嚴重影響成像質量。為

了克服這一缺點，人們發現近軸光線幾乎沒有球差和色差，于是盡量制

造長焦距透鏡，促使望遠鏡向長鏡身發展。1722年希拉德雷測定金星直

徑的望遠鏡，物鏡焦距長達 65m，用起來非常不便，跟蹤天體時甚至需

很多人推動。

為解決上述缺點，后來人們用不同玻璃制成的一塊凸透鏡和一塊凹

透鏡組成復合物鏡。所以，現代的折射望遠鏡的物鏡，都是由兩片或多

片透鏡組成折射系統（雙透鏡組或三合透鏡組等）這樣，可使望遠鏡口

徑增大，鏡身縮短。1897年安裝在美國葉凱士天文臺的折射望遠鏡，口

徑 1.02m，焦距 19.4m，僅物鏡就重達 230kg，至今仍是世界上最大的

折射望遠鏡。

從理論上說，望遠鏡越大，收集到的光越多，自然威力也越大。但

巨大物鏡對光學玻璃的質量要求極高，制作困難。鏡身太大，支撐結構

的剛性難保，大氣抖動影響明顯，其觀測效果反倒不佳。這就限制了折

射望遠鏡向更大口徑發展。現在天文學家們發展了一種新技術，可以在

望遠鏡鏡面背后加上一套微調裝置，根據大氣的抖動情況，隨時調整望

遠鏡的鏡面，把大氣的抖動影響矯正過來，這套技術叫做主動光學，這

樣一來，望遠鏡口徑問題有望突破。

二 反射望遠鏡

反射望遠鏡的物鏡，不需笨重的玻璃透鏡，而是制成拋物面反射鏡。

其光學性能，既沒有色差，又消弱了球差。

反射望遠鏡物鏡表面有一層金屬反光膜，通常用鋁或銀，反光性能相

當理想，且鏡筒大大縮短。由于拋物面反射可作得很輕薄，于是就可以

增大望遠鏡的口徑。現代世界上大型光學望遠鏡都是反射望遠鏡。

反射望遠鏡需在鏡筒里面裝有口徑較小的反射鏡，叫作副鏡，以改變

反射望遠鏡的優點是顯而易見的。20世紀中期以后，很多著名天文臺

都安裝有大口徑的反射望遠鏡。1948年由美國制造的口徑 5.08m的反

射望遠鏡，安裝在帕洛瑪山天文臺，曾居世界領先地位。1976年前蘇聯

制造了口徑 6m的望遠鏡，安裝在高加索山天體物理天文臺。我國最大

的望遠鏡，是1989年安裝在北京天文臺興隆觀測站的 2.16m反射望遠

鏡，這是我國自己研制生產的。

三 折反射望遠鏡

折反射望遠鏡的物鏡用透鏡和反射鏡組裝而成。目前使用最廣泛的有

施密特型和馬克蘇托夫型。前者于1931年由德國光學家施密特所發

明，它在球面反射鏡前，加一個非球面改正透鏡，以消除球差。后者是

1940年蘇聯光學家馬克蘇托夫發明，它的改正鏡是一個彎月形透鏡，結

構簡單。折反射望遠鏡的特點是：視場大，光力強，象差小，適于觀測

流星、彗星和人造衛星等天體。目前最大的施密特望遠鏡安裝在德國陶

登堡天文臺，主鏡 2.03m，改正鏡 1.34m。

折射望遠鏡光路

圖 馬克蘇托

夫折反射望遠鏡光路圖

反射望遠鏡類型及其光路

圖

施密特折反望遠鏡光路圖

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射電望遠鏡

射電望遠鏡是射電天文學研究的主要工具。自從19世紀末有人提

出電磁波的存在，并與光有許多共同性之后，天文學家就試圖發現來自

太陽發射的電磁波。但限于當時的技術條件，一直未能接觸到波長較短

的無線電波。直到1932年，美國為實現橫跨太平洋的無線電話通訊建

造了 30m 直徑的天線，工程師央斯基意外地收到來自銀河系中心方向

的 15m 波長的射電信號。1940年美國另一位無線電工程師雷伯，用自

制的拋物面型射電望遠鏡，第一個繪制出銀河系射電圖，證實了央斯基

的發現；并測到太陽和其它一些天體發出的無線電波。使這位業余天文

學家成為射電天文學的先驅。

第二次世界大戰中，英國的一軍用雷達接收到太陽強烈的射電干

擾，使人們對宇宙射電輻射的興趣越來越濃。戰爭結束后，戰地雷達閑

置無用，科學家們把更多的雷達用于射電天文學研究，不久便有了一系

列令人驚異的新發現，從而揭開了射電天文學發展的序幕。

射電天文學使用的射電望遠鏡系統不能象光學望遠鏡那樣靠眼睛觀

測，而是采用雷達的辦法。是用來觀測和研究來自宇宙間無線電波段的

電磁輻射的。目前所使用的波段是從 1mm ～ 30m 左右。在這個波段

的無線電輻射，不受大氣層顯著影響而能達到地面。由于無線電波可以

穿過可見光不能穿過的塵霧，所以可使射電天文觀測深入到以往光學望

遠鏡所不能看到的宇宙深處。且射電觀測不受太陽散射光及云層的影

響，也不分白天和黑夜都能進行觀測，是一種“全天候”望遠鏡。但射電

望遠鏡也有弱點。它不想光學望遠鏡那樣可以把可見光全部接收，加上

不同的濾光片再分出單色光。它只能工作在一個波長，天生就是一個單

色儀。若要想觀測多個波段，要求有多個饋源和接收機。此外它不像光

學望遠鏡那樣能拍攝出多姿多彩的天體照片，只顯示出表現強弱的曲

線。。

二 射電望遠鏡的原理和結構

射電望遠鏡的種類很多，但其基本結構和原理是一樣的。它一般由

天線、接收機（放大器）、記錄器和數據的處理顯示等裝置幾部分組

成，如圖5.12是經典的射電望遠鏡基本組成和原理示意圖。現代射電望

遠鏡的數據采集和記錄器都由計算機擔當。

射電望遠鏡的天線多為拋物面形，天線的作用相當于光學望遠鏡的

物鏡，其實它與反射望遠鏡更類似。一個理想的鏡面誤差不得超過設計

鏡面的λ/16 ～λ/10(λ為波長)。對于米波誤差可以到幾厘米，因而可用

金屬網制成；對于厘米波則需用光滑精確的金屬板。來自天體的射電

波，經拋物面反射集中到位于拋物面焦點的"照明器"上，即可使信號功

率放大10～1000倍。然后由電纜把信號傳送到控制室的接收機，再次

放大、檢波，最后根據研究的需要，對其進行記錄、處理和顯示。

巨大的天線是射電望遠鏡最顯著的標志和最重要的部件。射電天文

望遠鏡天線的安裝系統有三種形式：一是旋轉拋物面天線；二是固定拋

物面天線；三是系統組合天線。圖5.13是北京密云射電望遠鏡天線陣。

目前世界上最大可跟蹤拋物面射電望遠鏡在德國普朗克射電研究

所，口徑 100m ，分辨角33角秒（33″）。這樣的龐然大物，光天線

的可動部分就重達3200噸。但用現代設備操作跟蹤，相當靈活。據

說，建造一架這樣的望遠鏡，其費用，不亞于建造一座長江大橋。

世界上最大固定式射電望遠鏡，安裝在波多黎各的美國阿雷西特天

文臺。它的直徑達 305m ，因固定在山間盆地中，只能靠地球自轉改變

觀測方向。另外，還有法國南錫射電天文臺的巨大凹網狀射電望遠鏡，

它長 300m ，高 35m ，呈帶形拋物面。我國國家天文臺近期計劃在貴

州南部的喀斯特洼地，建設 500m 口徑的球面射電望遠鏡。

三 射電干涉儀

關于射電望遠鏡的性能，同光學望遠鏡的道理一樣，主要包括聚

集輻射能量的狀況和分辨目標能力。聚集輻射能量的本領，這里叫做靈

敏度，即射電望遠鏡可觀測到最小信號的本領以及能發現強信號最小變

化的本領。這種觀測微弱信號的能力主要受接收機噪聲的限制，只須增

加口徑，改進儀器和選擇好安裝地點，即可提高靈敏度。

射電望遠鏡分辨率高低，與它的口徑成正比，與它所接收的波長

成反比。但射電波的波長比可見光的波長大得多。從計算得知，要使射

電望遠鏡的分辨本領達到 5cm 小型光學望遠鏡那樣，其天線口徑就得

達到 500m 至 500km 。這是單個射電望遠鏡所無法實現的。因此，

20世紀50年代以后，人們根據光的干涉原理，制造了射電干涉儀，才

解決了這個問題。

最簡單的射電干涉儀，是由兩臺相隔一定距離的天線組成，令其接

收同一天體的單頻信號。兩天線間由性能相同，長度相同的傳輸線把各

自收到的信號送到接收機進行處理，這等于擴展了望遠鏡的口徑。但實

際上，為觀測射電源的細節或觀測象太陽這樣天體的"面源"，需要多天

線干涉儀來完成，即由多面等間隔排成一條直線的天線組成。這樣，干

涉儀沿基線方向分辨本領，相當于口徑等于基線長度D的單天線望遠

鏡。

單向排列的干涉儀，只能提高"一維"的分辨本領，如一個東西向

的天線陣，只能提高東西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。

為此，又研制了十字型天線陣，可以直接獲得二維的高分辨率。20世紀

60年代建成的英朗格洛米爾斯十字陣，由兩列長 1600m ，寬 12m 的

拋物柱面交叉組長。

由上述得知，為提高分辨本領，必須盡量增大天線間的距離。但

這也會遇到技術上的困難。如傳輸線過長，會造成各路信號間位相差，

影響接收質量。因此，又有"甚長基線干涉儀"（VLBI）問世。它完全去

掉連接線，每臺干涉儀完全獨立，它們都有原子鐘控制的高穩定度的本

振系統和磁帶記錄裝制，把各自在同一時刻接收的同一信號記錄下來，

再把這些記錄送到處理機中進行相關運算，求出觀測結果。這樣可使天

線間的距離增長，甚至可近似地球的直徑。如格林班克--昂薩拉甚長基

線干涉儀，基線長 6319m ，工作波長 6cm ，分辨本領達0.0006″，遠

遠超過一般光學望遠鏡水平。

四 綜合孔徑射電望遠鏡

射電望遠鏡雖然有許多優點，但它不能象光學望遠鏡那樣可以直

接成像。而綜合孔徑射電望遠鏡解決了這個問題。

我們知道，由于任何圖像都可以分解成許多亮度的正弦和余弦成

份分布（即化整為零）反過來，如果已知這些正弦和余弦成份分布，也

就可以再把它們合成原來的圖像（聚零為整）。綜合孔徑方法，就是先

化整為零，分別測出它們各個分量，再利用計算機處理，聚零為整，呈

現原來圖像。這有點與電視發射和接收的道理相類似。其具體做法，是

將兩面以上的天線形成天線干涉儀，由其干涉信號的振幅和位相得到亮

度分布的正弦、余弦成份。再對這些數據進行處理，便得到觀測目標的

射電圖像。

綜合孔徑射電望遠鏡都是多天線系統。例如：美國新墨西哥州國

立射電天文臺的"甚大陣"（VLA）綜合孔徑射電望遠鏡，由27面口徑

25m 的天線沿Y型基線排列，每臂長 21km ，分辨角0.1″，成像時間

為8小時。它的研制成功，在射電天文觀測技術上是一項重大突破，最

早發明這一技術的英國射電天文學家賴爾因此獲得1974年的諾貝爾物

理學獎。

德國100米口徑射電望遠鏡

北京密云觀測站射電望遠鏡天線陣