天文望远镜介绍

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光学望远镜

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。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）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。

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

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。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。

折射望远镜光路

图 马克苏托

夫折反射望远镜光路图

反射望远镜类型及其光路

图

施密特折反望远镜光路图

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射电望远镜

射电望远镜是射电天文学研究的主要工具。自从19世纪末有人提

出电磁波的存在，并与光有许多共同性之后，天文学家就试图发现来自

太阳发射的电磁波。但限于当时的技术条件，一直未能接触到波长较短

的无线电波。直到1932年，美国为实现横跨太平洋的无线电话通讯建

造了 30m 直径的天线，工程师央斯基意外地收到来自银河系中心方向

的 15m 波长的射电信号。1940年美国另一位无线电工程师雷伯，用自

制的抛物面型射电望远镜，第一个绘制出银河系射电图，证实了央斯基

的发现；并测到太阳和其它一些天体发出的无线电波。使这位业余天文

学家成为射电天文学的先驱。

第二次世界大战中，英国的一军用雷达接收到太阳强烈的射电干

扰，使人们对宇宙射电辐射的兴趣越来越浓。战争结束后，战地雷达闲

置无用，科学家们把更多的雷达用于射电天文学研究，不久便有了一系

列令人惊异的新发现，从而揭开了射电天文学发展的序幕。

射电天文学使用的射电望远镜系统不能象光学望远镜那样靠眼睛观

测，而是采用雷达的办法。是用来观测和研究来自宇宙间无线电波段的

电磁辐射的。目前所使用的波段是从 1mm ～ 30m 左右。在这个波段

的无线电辐射，不受大气层显著影响而能达到地面。由于无线电波可以

穿过可见光不能穿过的尘雾，所以可使射电天文观测深入到以往光学望

远镜所不能看到的宇宙深处。且射电观测不受太阳散射光及云层的影

响，也不分白天和黑夜都能进行观测，是一种“全天候”望远镜。但射电

望远镜也有弱点。它不想光学望远镜那样可以把可见光全部接收，加上

不同的滤光片再分出单色光。它只能工作在一个波长，天生就是一个单

色仪。若要想观测多个波段，要求有多个馈源和接收机。此外它不像光

学望远镜那样能拍摄出多姿多彩的天体照片，只显示出表现强弱的曲

线。。

二 射电望远镜的原理和结构

射电望远镜的种类很多，但其基本结构和原理是一样的。它一般由

天线、接收机（放大器）、记录器和数据的处理显示等装置几部分组

成，如图5.12是经典的射电望远镜基本组成和原理示意图。现代射电望

远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。

射电望远镜的天线多为抛物面形，天线的作用相当于光学望远镜的

物镜，其实它与反射望远镜更类似。一个理想的镜面误差不得超过设计

镜面的λ/16 ～λ/10(λ为波长)。对于米波误差可以到几厘米，因而可用

金属网制成；对于厘米波则需用光滑精确的金属板。来自天体的射电

波，经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的"照明器"上，即可使信号功

率放大10～1000倍。然后由电缆把信号传送到控制室的接收机，再次

放大、检波，最后根据研究的需要，对其进行记录、处理和显示。

巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。射电天文

望远镜天线的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛

物面天线；三是系统组合天线。图5.13是北京密云射电望远镜天线阵。

目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究

所，口径 100m ，分辨角33角秒（33″）。这样的庞然大物，光天线

的可动部分就重达3200吨。但用现代设备操作跟踪，相当灵活。据

说，建造一架这样的望远镜，其费用，不亚于建造一座长江大桥。

世界上最大固定式射电望远镜，安装在波多黎各的美国阿雷西特天

文台。它的直径达 305m ，因固定在山间盆地中，只能靠地球自转改变

观测方向。另外，还有法国南锡射电天文台的巨大凹网状射电望远镜，

它长 300m ，高 35m ，呈带形抛物面。我国国家天文台近期计划在贵

州南部的喀斯特洼地，建设 500m 口径的球面射电望远镜。

三 射电干涉仪

关于射电望远镜的性能，同光学望远镜的道理一样，主要包括聚

集辐射能量的状况和分辨目标能力。聚集辐射能量的本领，这里叫做灵

敏度，即射电望远镜可观测到最小信号的本领以及能发现强信号最小变

化的本领。这种观测微弱信号的能力主要受接收机噪声的限制，只须增

加口径，改进仪器和选择好安装地点，即可提高灵敏度。

射电望远镜分辨率高低，与它的口径成正比，与它所接收的波长

成反比。但射电波的波长比可见光的波长大得多。从计算得知，要使射

电望远镜的分辨本领达到 5cm 小型光学望远镜那样，其天线口径就得

达到 500m 至 500km 。这是单个射电望远镜所无法实现的。因此，

20世纪50年代以后，人们根据光的干涉原理，制造了射电干涉仪，才

解决了这个问题。

最简单的射电干涉仪，是由两台相隔一定距离的天线组成，令其接

收同一天体的单频信号。两天线间由性能相同，长度相同的传输线把各

自收到的信号送到接收机进行处理，这等于扩展了望远镜的口径。但实

际上，为观测射电源的细节或观测象太阳这样天体的"面源"，需要多天

线干涉仪来完成，即由多面等间隔排成一条直线的天线组成。这样，干

涉仪沿基线方向分辨本领，相当于口径等于基线长度D的单天线望远

镜。

单向排列的干涉仪，只能提高"一维"的分辨本领，如一个东西向

的天线阵，只能提高东西向的分辨率，并不能提高南北方向的分辨率。

为此，又研制了十字型天线阵，可以直接获得二维的高分辨率。20世纪

60年代建成的英朗格洛米尔斯十字阵，由两列长 1600m ，宽 12m 的

抛物柱面交叉组长。

由上述得知，为提高分辨本领，必须尽量增大天线间的距离。但

这也会遇到技术上的困难。如传输线过长，会造成各路信号间位相差，

影响接收质量。因此，又有"甚长基线干涉仪"（VLBI）问世。它完全去

掉连接线，每台干涉仪完全独立，它们都有原子钟控制的高稳定度的本

振系统和磁带记录装制，把各自在同一时刻接收的同一信号记录下来，

再把这些记录送到处理机中进行相关运算，求出观测结果。这样可使天

线间的距离增长，甚至可近似地球的直径。如格林班克--昂萨拉甚长基

线干涉仪，基线长 6319m ，工作波长 6cm ，分辨本领达0.0006″，远

远超过一般光学望远镜水平。

四 综合孔径射电望远镜

射电望远镜虽然有许多优点，但它不能象光学望远镜那样可以直

接成像。而综合孔径射电望远镜解决了这个问题。

我们知道，由于任何图像都可以分解成许多亮度的正弦和余弦成

份分布（即化整为零）反过来，如果已知这些正弦和余弦成份分布，也

就可以再把它们合成原来的图像（聚零为整）。综合孔径方法，就是先

化整为零，分别测出它们各个分量，再利用计算机处理，聚零为整，呈

现原来图像。这有点与电视发射和接收的道理相类似。其具体做法，是

将两面以上的天线形成天线干涉仪，由其干涉信号的振幅和位相得到亮

度分布的正弦、余弦成份。再对这些数据进行处理，便得到观测目标的

射电图像。

综合孔径射电望远镜都是多天线系统。例如：美国新墨西哥州国

立射电天文台的"甚大阵"（VLA）综合孔径射电望远镜，由27面口径

25m 的天线沿Y型基线排列，每臂长 21km ，分辨角0.1″，成像时间

为8小时。它的研制成功，在射电天文观测技术上是一项重大突破，最

早发明这一技术的英国射电天文学家赖尔因此获得1974年的诺贝尔物

理学奖。

德国100米口径射电望远镜

北京密云观测站射电望远镜天线阵