認識天文望遠鏡

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天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。望遠鏡已經成為人類文化最偉大的奇跡之一，它不僅使天文學發生了革命而且深刻地影響了其他科學的發展乃至整個人類社會的進步改變了人類的宇宙觀。



天文望遠鏡 - 簡介
天文望遠鏡按結構不同，天文望遠鏡大致可以分為三大類：以透鏡作為物鏡的，稱為折射望遠鏡；用反射鏡作為物鏡的，稱為反射望遠鏡；既包含透鏡，又有反射鏡的，稱為折反射望遠鏡。往往有的天文愛好者買了一塊透鏡，以為這就解決了望遠鏡的物鏡問題。其實，一塊透鏡成像會產生象差，現在，正規的折射天文望遠鏡的物鏡大都由2～4塊透鏡組成。相比之下，折射天文望遠鏡用途較廣，使用方便，比較適合做天文普及工作。

天文望遠鏡 - 性能
1. 倍率
透過天文望遠鏡看地上的風景或月亮, 物體好像變的好近了，同時，也可以看見月亮表面許許多多的坑洞, 這是因為望遠鏡有放大的功能。望遠鏡的倍率是如何計算的呢?倍率是由物鏡的焦距除以目鏡的焦距。目鏡的焦距在倍率的計算中, 通常物鏡的焦距是固定的, 而變換不同的目鏡, 就可以使用多種不同的倍率觀測星星季節. 放大倍率越大, 看到的範圍就越小。

2. 集光力
望遠鏡的另外一個重要的性能是集光力。集光力是表示望遠鏡收集光線的能力。聚光能力的大小, 是由天文望遠鏡的口徑大小來決定, 口俓越大, 集光能力就越強, 可以看到更暗的星星。

3. 解析力
解析力是分辨物體清楚與否的能力, 它跟口徑大小有關, 望遠鏡的discovery性的秘密口徑越大, 解析力就越好。

4. 極限星等
星等越大, 代表星星越暗, 一台天文望遠鏡能看到多暗的星星是有一定的限制, 所以每台天文望遠鏡, 都有這大自然一台望遠鏡的極限星等。譬如說, 一台望遠鏡只能看到13等的星星, 它就看不到15等的星星。

5.物鏡
物鏡直徑越大，就能看到更暗的星等，小直徑的物鏡適合觀測行星，對於不同的星體需採用不同口徑的天文望遠鏡。

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天文望遠鏡 - 結構

主鏡筒
主鏡筒是觀測星星的主要部件。

尋星鏡
主鏡筒通常都以數十倍以上的倍率觀測星體。在找星星時, 如果使用數十倍來找, 因為視野小 ,上海天文臺要用主鏡筒將星星找出來, 可沒那麼簡單, 因此我們就使用一支只有放大數倍的小望遠鏡, 利用它具有較大視野的功能, 先將要觀測的星星位置找出來, 如此就可以在主鏡筒, 以中低倍率直接觀測到該星星。


目鏡
如果一部天文望遠鏡缺少了目鏡, 就沒有辦法看星星。目鏡的功用在於放大之用. 通常一部望遠鏡都要配備低, 中和高倍率奇觀三種目鏡。


赤道儀
赤道儀是一種可以跟蹤星星, 長時間觀測星星的裝置。 赤道儀有許多種形式, 我們經常看到的是德國式的赤道儀 .赤道儀分成赤經軸和赤緯軸, 其中重要的是赤經軸。在使用上, 必須先將赤經軸軸心對準天球北極點, 當找到星星之後 ,開啟追蹤馬達, 鎖住離合器, 即可追蹤星星。為了方便赤經軸對準北極星,北京天文館 在赤經軸中心裝置了一支小望遠鏡, 叫做極軸望遠鏡。在赤經和赤緯軸上, 有大和小微調, 它們的功用是在於找輔助找星星之用。

追蹤馬達
赤經追蹤馬達可以驅動赤經軸, 以跟地球自轉相同的角速度逆向轉動, 跟蹤星星, 將星體長時間保持在視野中觀測。此外,也可以利用較快的速度尋找欲觀測的星星,以及增減速上海氣象來做天文攝影的功能。赤緯追蹤馬達的功用是當觀測中的星體偏離視野中心, 尋找星體和天文攝影時, 做調整及修正之用. 一般赤道儀應有赤經馬達, 若需要長時間的攝天文影, 就同時需要赤經和赤緯馬達。


三腳架台和腳架
三腳架台是承接赤道儀和鏡筒, 以連接腳架用的, 腳架是承載望遠鏡和赤道儀, 並且做為一種使用的支柱。 小型赤道冰河時代3儀通常使用三腳架, 較重的赤道儀, 則為單柱腳。

赤道儀控制盒和電源
赤道儀要能運轉, 就必須要使用電源, 驅動追蹤馬達工作。一般可攜帶型式的赤梅雨歌道儀, 都要購置乾電池或蓄電池, 適合野外山區的使用。赤道儀的控制盒設計有許多種功能, 如此才能觀測星體, 尋找星體和從事天文攝影等的需求。

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天文望遠鏡 - 折射式望遠鏡



1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發現用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發，他製造了人類歷史第一架望遠鏡。

1609年，伽利略製作了一架口徑4.2釐米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入了望遠鏡時代。

1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。

需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。

1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨制出10釐米的透鏡。

十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70釐米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102釐米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91釐米的裡克望遠鏡。



折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘餘的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。

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天文望遠鏡 - 折反射式望遠鏡



折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。

1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。



由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業餘的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。

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天文望遠鏡 - 現代大型光學望遠鏡



望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。

但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象品質。從製造方面看，傳統方法製造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另辟新徑。

自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、電腦、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的局限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。

從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的KeckI、KeckII和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。

優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0″.6範圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0″.2~0″.4，甚至更好。
下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：

凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）


KeckI和KeckII分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（KeckWM）捐贈（KeckI為9400萬美元，KeckII為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。

它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10釐米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。

"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻"。

歐洲南方天文臺甚大望遠鏡（VLT）


歐洲南方天文臺自1986年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1″，跟蹤精度為0.05″，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。

雙子望遠鏡（GEMINI）


雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自我調整光學系統使紅外區接近衍射極限。

該工程於1993年9月開始啟動，第一台在1998年7月在夏威夷開光，第二台於2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光，整個系統在2001年驗收後正式投入使用。

昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）

這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自我調整光學獲得較高的成象品質；二是可實現0.1″的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣篩檢程式，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。

大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）

這是中國正在興建中的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：
1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作即時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。
2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。
3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。

LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計畫高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。

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天文望遠鏡 - 射電望遠鏡


1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標誌著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個視窗。

第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈衝星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。

英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式抛物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動抛物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的抛物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。

1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。

1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。

七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動抛物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。

八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。



中國科學院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計畫（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計畫分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。

另外，美國國立四大天文臺（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年投入使用。

國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計畫將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。

在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文臺和中國臺灣天文與天體物理研究院在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合併成為一個新的毫米波陣計畫――ALMA。

在提高射電觀測的角解析度方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角解析度和靈敏度，第二代空間VLBI計畫――ARISE（25米口徑）已經提出。

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天文望遠鏡 - 空間望遠鏡
地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，人們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Spacetelescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。

哈勃空間望遠鏡（HST）

這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測專案中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。

1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測範圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。

1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的電腦，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。

HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。

二十一世紀初的空間天文望遠鏡

"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計畫"的關鍵專案，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恒星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖像，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。

"天體物理的全天球天體測量干涉儀"（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開闢廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。

月基天文臺

由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文臺，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。"阿波羅16號"登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文臺具有以下優點：
1．月球上為高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。
2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平臺，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。
3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文臺的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。

美國、歐洲和日本都計畫在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地後，建立月基天文臺是必然的。

對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測專案無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。

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天文望遠鏡 - 其它波段的望遠鏡

我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段範圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣視窗"，這種"視窗"有三個。
光學視窗：這是最重要的一個視窗，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。

紅外窗口：紅外波段的範圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較複雜。對於天文研究常用的有七個紅外視窗。

射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的範圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的範圍稱為射電視窗。

大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天后才實現這些波段的天文觀測。

紅外望遠鏡


最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外視窗，要獲得更多紅外波段的資訊，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。

1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57釐米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文臺（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60釐米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段範圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。

ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO資料為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽系到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。

紫外望遠鏡

紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。

紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率範圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這裡。

1968年美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。

1978年發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測資料成為重要的天體物理研究資源。

1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文臺作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文臺完成了為期16天的紫外天文觀測。

1992年美國宇航局發射了一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。
1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計畫"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。

X射線望遠鏡


X射線輻射的波段範圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。

1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文臺1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：

1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；

1987年日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；

1989年前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；

1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現在它已基本完成預定的觀測任務；

1990年12月"哥倫比亞"號太空梭將美國的"寬頻X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測；

1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道；

1996年美國發射了"X射線光度探測衛星"（XTE），

1999年7月23日美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆在2000年發射；1999年12月13日歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。

2000年日本也發射一顆X射線的觀測設備。

γ射線望遠鏡


γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。

1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文臺（ComptonGRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。

CGRO配備了4台儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標誌著γ射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四台儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。

受到康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計畫－INTEGRAL，在2001年送入太空，它的上天為康普頓空間天文臺之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。

鸚鵡王子

tung1871 發表於 2012-11-1 11:38

                               
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天文望遠鏡 - 其它波段的望遠鏡

我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻 ...

東東呢期好勤力攻章

HKOXSEX

好長遠歷史

avlab

Thanks C-Hing sharing useful info

entry1

目及 女唔駛用到天文望遠鏡啦.............

柒公

禾整系知道自从有天文望眼镜之后，人类对以外太空既认识，跨越了一大步！

nakayamaken

原來仲有得分紅外,紫外,XY射線唔同既波段~

新.東方

鸚鵡王子 發表於 2012-11-1 11:46

                               
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東東呢期好勤力攻章

搵D野玩下咁囉~

fatli603lily

天文望遠鏡都有咁多資料,多謝.......

未來一站

好長既文章，好長既歷史

jsin

內容豐富,大開眼界!

ara03kw

果然資料詳盡, 應該花了很多時間整理了.

Liukl

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very good and useful infor