天文

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天文(Astronomy)學是觀察和研究宇宙間天體的學科,它研究天體的分佈、運動、位置、狀態、結構、組成、性質及起源和演化,是自然科學中的一門基礎學科。天文學與其他自然科學的一個顯著不同之處在於,天文學的實驗方法是觀測,通過觀測來收集天體的各種信息。因而對觀測方法和觀測手段的研究,是天文學家努力研究的一個方向。在古代,天文學還與曆法的制定有不可分割的關係。現代天文學已經發展成為觀測全電磁波段的科學。

歷史

  天文學的起源可以追溯到人類文化的萌芽時代。遠古時代,人們為了指示方向、確定時間和季節,而對太陽、月亮和星星進行觀察,確定它們的位置、找出它們變化的規律,並據此編製曆法。從這一點上來說,天文學是最古老的自然科學學科之一。   仰望天際是人類的基礎行為。   古時候,人們通過用肉眼觀察太陽、月亮、星星來確定時間和方向,制定曆法,指導農業生產,這是天體測量學最早的開端。早期天文學的內容就其本質來說就是天體測量學。從十六世紀中期哥白尼提出日心體系學說開始,天文學的發展XX了全新的階段。此前包括天文學在內的自然科學,受到宗教神學的嚴重束縛。哥白尼的學說使天文學擺脫宗教的束縛,並在此後的一個半世紀中從主要純描述天體位置、運動的經典天體測量學,向著尋求造成這種運動力學機制的天體力學發展。

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十八、十九世紀,經典天體力學達到了鼎盛時期。同時,由於分光學、光度學和照相術的廣泛應用,天文學開始朝著深入研究天體的物理結構和物理過程發展,誕生了天體物理學。   二十世紀現代物理學和技術高度發展,並在天文學觀測研究中找到了廣闊的用武之地,使天體物理學成為天文學中的主流學科,同時促使經典的天體力學和天體測量學也有了新的發展,人們對宇宙及宇宙中各類天體和天文現象認識達到了前所未有的深度和廣度。   天文學就本質上說是一門觀測科學。天文學上的一切發現和研究成果,離不開天文觀測工具——望遠鏡及其後端接收設備。在十七世紀之前,人們儘管已製作了不少天文觀測儀器,如中國的渾儀、簡儀,但觀測工作只能靠肉眼。1608年,荷蘭人李波爾賽發明瞭望遠鏡,1609年伽里略製成第一架天文望遠鏡,並作出許多重要發現,從此天文學跨入了用望遠鏡時代。在此後人們對望遠鏡的性能不斷加以改進,以期觀測到更暗的天體和取得更高的解析度。1932年美國人央斯基用他的旋轉天線陣觀測到了來自天體的XX電波,開創了XX電天文學。1937年誕生第一台拋物反XX面XX電望遠鏡。之後,隨著XX電望遠鏡在口徑和接收波長、靈敏度等性能上的不斷擴展、提高,XX電天文觀測技術為天文學的發展作出了重要的貢獻。二十世紀后50年中,隨著探測器和空間技術的發展以及研究工作的深入,天文觀測進一步從可見光、XX電波段擴展到包括紅外、紫外、XXX線和γXX線在內的電磁波各個波段,形成了多波段天文學,併為探索各類天體和天文現象的物理本質提供了強有力的觀測手段,天文學發展到了一個全新的階段。而在望遠鏡後端的接收設備方面,十九世紀中葉,照相、分光和光度技術廣泛應用於天文觀測,對於探索天體的運動、結構、化學組成和物理狀態起了極大的推動作用,可以說天體物理學正是在這些技術得以應用后才逐步發展成為天文學的主流學科。

研究對象

  天文和氣象不同,它的研究對象是地球大氣層外各類天體的性質和天體上發生的各種現象——天象,而氣象研究的對象是地球大氣層內發生的各種現象——氣象。   天文學所研究的對象涉及宇宙空間的各種物體,大到月球、太陽、行星、恆星、銀河系、河外星系以至整個宇宙,小到小行星、流星體以至分佈在廣袤宇宙空間中的大大小小塵埃粒子。天文學家把所有這些物體統稱為天體。地球也是一個天體,不過天文學只研究地球的總體性質而一般不討論它的細節。另外,人造衛星、宇宙飛船、空間站等人造飛行器的運動性質也屬於天文學的研

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究範圍,可以稱之為人造天體。   宇宙中的天體由近及遠可分為幾個層次:(1)太陽系天體:包括太陽、行星(包括地球)、行星的衛星(包括月球)、小行星、彗星、流星體及行星際介質等。(2)銀河系中的各類恆星和恆星集團:包括變星、雙星、聚星、星團、星雲和星際介質。(3)河外星系,簡稱星系,指位於我們銀河系之外、與我們銀河系相似的龐大的恆星系統,以及由星系組成的更大的天體集團,如雙星系、多重星系、星系團、超星系團等。此外還有分佈在星系與星系之間的星系際介質。   天文學還從總體上探索目前我們所觀測到的整個宇宙的起源、結構、演化和未來的結局,這是天文學的一門分支學科——宇宙學的研究內容。天文學按照研究的內容還可分為天體測量學、天體力學和天體物理學三門分支學科。   天文學始終是哲學的先導,它總是站在爭論的最前列。作為一門基礎研究學科,天文學在不少方面是同人類社會密切相關的。時間、晝夜交替、四季變化的嚴格規律都須由天文學的方法來確定。人類已XX空間時代,天文學為各類空間探測的成功進行發揮著不可替代的作用。天文學也為人類和地球的防災、減災作著自己的貢獻。

太陽系

太陽系

  (注:在20

太陽(6張)06年8月24日于布拉格舉行的第26屆國際天文聯會中通過的第5號決議中,冥王星被划為矮行星,並命名為小行星134340號,從太陽系九大行星中被除名。所以現在太陽系只有八大行星。文中所有涉及「九大行星」的都已改為「八大行星」。)   太陽系(solar system)是由太陽、8顆大行星、66顆衛星以及無數的小行星、彗星及隕星組成的。   行星由太陽起往外的順序是:水星(Mercury)、金星(Venus)、地球(Earth)、火星(Mars)、木星(Jupiter)、土星(Saturn)、天王星(Uranus)和海王星(Neptune)。   離太陽較近的水星、金星、地球及火星稱為類地行星(terrestrial planets)。宇宙飛船對它們都進行了探測,還曾在火星與金星上著陸,獲得了重要成果。它們的共同特徵是密度大(大於3.0克/立方厘米)、體積小、自轉慢、衛星少、主要由石質和鐵質構成、內部成分主要為硅酸鹽(silicate)並且具有固體外殼。   離太陽較遠的木星、土星、天王星及海王星稱為類木行星(jovian planets)。宇宙飛船也都對它們進行了探測,但未曾著陸。

地球(16張)它們都有很厚的大氣圈、主要由氫、氦、冰、甲烷、氨等構成、質量和半徑均遠大於地球,但密度卻較低,其表面特徵很難了解,一般推斷,它們都具有與類地行星相似的固體內核。   在火星與木星之間有100000個以上的小行星(asteroid)(即由岩石組成的不規則的小星體)。推測它們可能是由位置界於火星與木星之間的某一顆行星碎裂而成的,或者是一些未能聚積成為統一行星的石質碎塊。隕星存在於行星之間,成分是石質或者鐵質星。   距離(AU),半徑(地球),質量(地球),軌道傾角(度),軌道偏心率,傾斜度,密度(g/cm3)   太 陽,0 ,109 ,332,800 ,--- ,--- ,--- ,1.410   水 星 ,0.39 ,0.38 ,0.05 ,7 ,0.2056 ,0.1° ,5.43   金 星 ,0.72 ,0.95 ,0.89 ,3.394 ,0.0068 ,177.4° ,5.25   地 球 ,1.0 ,1.00 ,1.00, 0.000 ,0.0167 ,23.45° ,5.52   火 星 ,1.5, 0.53, 0.11 ,1.850 ,0.0934, 25.19° ,3.95   木 星 ,5.2 ,11.0 ,318 ,1.308 ,0.0483 ,3.12° ,1.33

月球(16張)   土 星 ,9.5, 9.5 ,95 ,2.488 ,0.0560 ,26.73° ,0.69   天王星 ,19.2, 4.0 ,17 ,0.774 ,0.0461 ,97.86° ,1.29   海王星 ,30.1 ,3.9 ,17 ,1.774 ,0.0097 ,29.56° ,1.64   行星離太陽的距離具有規律性,即從離太陽由近到遠計算,行星到太陽的距離(用a表示)a=0.4+0.3*2n-2(天文單位)其中n表示由近到遠第n個行星(詳見上表) 地球、火星、木星、土星、天王星、海王星的自轉周期為12小時到一天左右,但水星、金星自轉周期很長,分別為58.65天和243天,多數行星的自轉方向和公轉方向相同,但金星則相反。 除了水星和金星,其它行星都有衛星繞轉,構成衛星系。   在太陽系中,現已發現1600多顆彗星,大致一半彗星是朝同一方向繞太陽公轉,另一半逆向公轉的。彗星繞太陽運行中呈現奇特的形狀變化。 太陽系中還有數量眾多的大小流星體,有些流星體是成群的,這些流星群是彗星瓦解的產物。大流星體降落到地面成為隕石。 太陽系是銀河系的極微小部分,太陽只是銀河系中上千億個恆星中的一個,它離銀河系中心約8.5千秒差距,即不到3萬光年。太陽帶著整個太陽系繞銀河系中心轉動。可見,太陽系不在宇宙中心,也不在銀河系中心。 太陽是50億年前由星際雲瓦解后的一團小雲塌縮而成的,它的壽命約為100億年。

相關理論

  (big-bang cosmology)現代宇宙系中最有影響的一種學說,又稱大爆炸宇宙學。與其他宇宙模型相比,它能說明較多的觀測事實。它的主要觀點是認為我們的宇宙曾有一段從熱到冷的演化史。在這個時期里,宇宙體系並不是靜止的,而是在不斷地膨脹,使物質密度從密到稀地演化。這一從熱到冷、從密到稀的過程如同一次規模巨大的爆發。根據大爆炸宇宙學的觀點,大爆炸的整個過程是:在宇宙的早期,溫度極高,在100億度以上。物質密度也相當大,整個宇宙體系達到平衡。宇宙間只有中子、質子、電子、光子和中微子等一些基本粒子形態的物質。但是因為整個體系在不斷膨脹,結果溫度很快下降。當溫度降到10億度左右時,中子開始失去自由存在的條件,它要麼發生衰變,要麼與質子結合成重氫、氦等元素;化學元素就是從這一時期開始形成的。溫度進一步下降到100萬度后,早期形成化學元素的過程結束(見元素合成理論)。宇宙間的物質主要是質子、電子、光子和一些比較輕的原子核。當溫度降到幾千度時,輻XX減退,宇宙間主要是氣態物質,氣體逐漸凝聚成氣雲,再進一步形成各種各樣的恆星體系,成為我們今天看到的宇宙。大爆炸模型能統一地說明以下幾個觀測事實:   (1)大爆炸理論主張所有恆星都是在溫度下降后產生的,因而任何天體的年齡都應比自溫度下降至今天這一段時間為短,即應小於200億年。各種天體年齡的測量證明了這一點。   (2)觀測到河外天體有系統性的譜線紅移,而且紅移與距離大體成正比。如果用多普勒效應來解釋,那麼紅移就是宇宙膨脹的反映。   (3)在各種不同天體上,氦丰度相當大,而且大都是30%。用恆星核反應機制不足以說明為什麼有如此多的氦。而根據大爆炸理論,早期溫度很高,產生氦的效率也很高,則可以說明這一事實。   (4)根據宇宙膨脹速度以及氦丰度等,可以具體計算宇宙每一歷史時期的溫度。大爆炸理論的創始人之一伽莫夫曾預言,今天的宇宙已經很冷,只有絕對溫度幾度。1965年,果然在微波波段上探測到具有熱輻XX譜的微波背景輻XX,溫度約為3K。   此外還有穩恆態宇宙學,等級式宇宙學,反物質宇宙學,暴脹宇宙學。

著名天文學家

  波蘭天文學家、日心說的創立者哥白尼(1473-1543)。   1572超新星發現者、星圖專家第谷(1546-1601)。   製成第一架天文望遠鏡的義大利天文學家伽利略(1564-1642)。   德國著名天文學家開普勒(1571-1630)。   發明反XX式望遠鏡的著名物理學家牛頓(1642-1727)。   著名土衛的發現者喬治·卡西尼(1625-1712)。   英國天文學家哈雷(1656-1742)。   法國天文學家梅西耶(1730-1817)。   天王星的發現者、英國天文學家威廉·赫歇耳(1738-1822)。   美國天文學家埃德溫·哈勃(1889-1953)。   著名物理學家愛因斯坦(1879-1955)。   XX電天文學的奠基人、從事無線電工作的美國工程師央斯基(1905-1950)。   天文學家蘇布拉馬尼揚·錢德拉塞卡(1910-1995)。

天文望遠鏡

  折XX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厘米,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XX瞭望遠鏡時代。   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XX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XX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XX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,最多隻能磨製出10厘米的透鏡。   十九世紀末,隨著製造技術的提高,製造較大口徑的折XX望遠鏡成為可能,隨之就出現了一個製造大口徑折XX望遠鏡的XX。世界上現有的8架70厘米以上的折XX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厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。   折XX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XX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XX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XX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。      反XX式望遠鏡      第一架反XX式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨製非球面的透鏡均告失敗后,決定採用球面反XX鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬,磨製成一塊凹面反XX鏡,並在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反XX鏡,使經主鏡反XX后的會聚光經反XX鏡以90o角反XX出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反XX望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生一定的象差,但用反XX鏡代替折XX鏡卻是一個巨大的成功。   詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案:利用一面主鏡,一面副鏡,它們均為凹面鏡,副鏡置於主鏡的焦點之外,並在主鏡的中央留有小孔,使光線經主鏡和副鏡兩次反XX后從小孔中XX出,到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差,這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡,這在理論上是正確的,但當時的製造水平卻無法達到這種要求,所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。   1672年,法國人卡塞格林提出了反XX式望遠鏡的第三種設計方案,結構與格雷戈里望遠鏡相似,不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前,併為凸面鏡,這就是現在最常用的卡賽格林式反XX望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反XX的光稍有些發散,降低了放大率,但是它消除了球差,這樣製作望遠鏡還可以使焦距很短。   卡塞格林式望遠鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式,光學性能也有所差異。由於卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短,放大倍率也大,所得圖象清晰;既有卡塞格林焦點,可用來研究小視場內的天體,又可配置牛頓焦點,用以拍攝大面積的天體。因此,卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。   赫歇爾是製作反XX式望遠鏡的大師,他早年為音樂師,因為愛好天文,從1773年開始磨製望遠鏡,一生中製作的望遠鏡達數百架。赫歇爾製作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中,它使平行光經反XX后匯聚于鏡筒的一側。   在反XX式望遠鏡發明后的近200年中,反XX材料一直是其發展的障礙:鑄鏡用的青銅易於腐蝕,不得不定期拋光,需要耗費大量財力和時間,而耐腐蝕性好的金屬,比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法,能在玻璃上塗一薄層銀,經輕輕的拋光后,可以高效率地反XX光。這樣,就使得製造更好、更大的反XX式望遠鏡成為可能。   1918年末,口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用,這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置,更為重要的是,哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。   二十世紀二、三十年代,胡克望遠鏡的成功激發了天文學家建造更大反XX式望遠鏡的熱情。1948年,美國建造了口徑為508厘米望遠鏡,為了紀念卓越的望遠鏡製造大師海爾,將它命名為海爾望遠鏡。從設計到製造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年,儘管它比胡克望遠鏡看得更遠,分辨能力更強,但它並沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說:"海爾望遠鏡(1948年)就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡(1897年)一樣,似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯建造了一架600厘米的望遠鏡,但它發揮的作用還不如海爾望遠鏡,這也印證了阿西摩夫所說的話。   反XX式望遠鏡有許多優點,比如:沒有色差,能在廣泛的可見光範圍內記錄天體發出的信息,且相對於折XX望遠鏡比較容易製作。但由於它也存在固有的不足:如口徑越大,視場越小,物鏡需要定期鍍膜等。   折反XX式望遠鏡   折反XX式望遠鏡最早出現于1814年。1931年,德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡,與球面反XX鏡配合,製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反XX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XX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製,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XX式望遠鏡能兼顧折XX和反XX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。   望遠鏡的集光能力隨著口徑的XX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XX,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質量。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闢新徑。   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,歐洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面;美國的Keck I、Keck II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(Keck I,Keck II)   Keck I 和Keck II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(Keck W M)捐贈(Keck I 為9400萬美元,Keck II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厘米,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"。   歐洲南方天文台甚大望遠鏡(VLT)   歐洲南方天文台自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。   現在已完成了其中的兩台,預計于2000年可全部完成。      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,還將通過自適應光學系統使紅外區接近衍XX極限。   該工程于1993年9月開始啟動,第一台在1998年7月在夏威夷開光,第二台于2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光,整個系統預計在2001年驗收后正式投入使用。      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,通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量;二是可實現0.1″的高精度跟蹤;三是採用圓柱形觀測室,自動控制通風空氣過濾器,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。   此望遠鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞,從1991年開始,預計9年完成。      大天區多目標光纖光譜望遠鏡(LAMOST)   這是我國於1996年開始啟動,並於2008年底完成研製並試運行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XX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XX施密特系統,在跟蹤天體運動中作實時球差改正,實現大口徑和大視場兼備的功能。   2. 球面主鏡和反XX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計劃高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。   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XX電輻XX,這標志著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。   第二次世界大戰結束后,XX電天文學脫穎而出,XX電望遠鏡為XX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XX,都是用XX電望遠鏡觀測得到的。XX電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為XX電天文學的發展樹立一個裡程碑。   英國曼徹斯特大學于1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面XX電望遠鏡,1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面XX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米的拋物面XX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XX電望遠鏡。   1962年,Ryle發明了綜合孔徑XX電望遠鏡,他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑XX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,聯邦德國在波恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面XX電望遠鏡,這是世界上最大的可轉動單天線XX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XX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台和烏魯木齊天文站的兩架25米XX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劃(CORE)和歐洲的甚長基線干涉網(EVN),這兩個計劃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XX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,美國國立四大天文台(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年有可能投入使用。   國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻XX電望遠鏡陣(SKA),該計劃將使低頻XX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XX電觀測波段覆蓋方面,美國史密松天體物理天文台和中國台灣天文與天體物理研究院正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劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成,最長基線達到10公里以上,工作頻率從70到950GHz,放在智利的Atacama附近,如果合併順利,將在2001年開始建造,日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。   在提高XX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計劃――ARISE(25米口徑)已經提出。   相信這些設備的建成並投入使用將會使XX電天文成為天文學的重要研究手段,並會為天文學發展帶來難以預料的機會。   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XX的相互作用(主要是吸收和反XX),使得大部分波段範圍內的天體輻XX無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口",這種"窗口"有三個。   光學窗口:這是最重要的一個窗口,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窗口。   XX電窗口:XX電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對XX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XX電窗口。   大氣對於其它波段,比如紫外線、XXX線、γXX線等均為不透明的,在人造衛星上天後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XX造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口,要獲得更多紅外波段的信息,就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛于十九世紀六、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XX了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡,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台(ISO)發XX升空並XX預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的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數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。   從太陽繫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XXX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XXX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XXX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XX了OAO-2,之後歐洲也發XX了TD-1A,它們的任務是對天空的紫外輻XX作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3于1972年發XX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XX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的觀測數據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天文台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天文台完成了為期16天的紫外天文觀測。   1992年美國宇航局發XX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XX升空,這是NASA的"起源計劃"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。   XXX線望遠鏡:   XXX線輻XX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XXX線,波長較長的稱為軟XXX線。天體的XXX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後,天文學家才獲得了重要的觀測成果,XXX線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的XXX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蝎座方向的強大XXX線源,這使非太陽XXX線天文學XX了較快的發展階段。七十年代,高能天文台1號、2號兩顆衛星發XX成功,首次進行了XXX線波段的巡天觀測,使XXX線的觀測研究向前邁進了一大步,形成對XXX線觀測的熱潮。XX八十年代以來,各國相繼發XX衛星,對XXX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XXX線探測器送入太空;   1987年日本的XXX線探測衛星GINGA發XX升空;   1989年前蘇聯發XX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XXX線天文衛星(簡稱ROSAT)XX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XXX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"XXX線探測衛星由火箭送入軌道;   1996年美國發XX了"XXX線光度探測衛星"(XTE),   1999年7月23日美國成功發XX了高等XXX線天體物理設備(CHANDRA)中的一顆衛星,另一顆將在2000年發XX;   1999年12月13日歐洲共同體宇航局發XX了一顆名為XMM的衛星。   2000年日本也將發XX一顆XXX線的觀測設備。   以上這些項目和計劃表明,未來幾年將會是一個XXX線觀測和研究的XX。   γXX線望遠鏡:   γXX線比硬XXX線的波長更短,能量更高,由於地球大氣的吸收,γXX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(γXX線)空間天文台(Compton GRO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γXX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,也標志著γ XX線天文學開始逐漸XX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),1Mev~30Mev範圍內工作的成象望遠鏡(COMPTEL)。   受到康普頓空間天文台成功的鼓舞,歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γXX線望遠鏡計劃-INTEGRAL,準備在2001年送入太空,它的上天將為康普頓空間天文台之後的γXX線天文學的進一步發展奠定基礎。   我們知道,地球大氣對電磁波有嚴重的吸收,我們在地面上只能進行XX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(Space telescope)。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。沒有大氣抖動后,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、XXX線望遠鏡、γXX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台中的第一座,也是所有天文觀測項目中規模最大、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。   HST最初升空時攜帶了5台科學儀器:廣角/行星照相機,暗弱天體照相機,暗弱天體光譜儀,高解析度光譜儀和高速光度計。   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"起源計劃"的關鍵項目,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XX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恆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象,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。   月基天文台:   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台,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。建立月基天文台具有以下優點:   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台,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XX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,這會給天文台的建造帶來方便。另外,在地球上所有影響天文觀測的因素,比如大氣折XX、散XX和吸收,無線電干擾等,在月球上均不存在。   美國、歐洲和日本都計劃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后,建立月基天文台是必然的。   對於天文和天體物理的科研領域來講,空間觀測項目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XX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。

開普勒的三大定律

  1.所有星星繞太陽運動的軌道都是橢圓。太陽處於橢圓的一個交點上;   2.對任意的一個行星來說,它與太陽的連線在相等時間內掃過面積相等;   3.圍繞同一顆恆星的行星,它們的橢圓軌道的半長軸的三次方與公轉周期的平方之比相等。

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