英雄联盟无双剑姬天赋:光学望远镜

科技名词定义
中文名称：
光学望远镜
英文名称：
optical telescope
定义：
使用在可见光区并包括近紫外和近红外波段(波长300—1 000nm)的望远镜。
所属学科：
天文学（一级学科）；天文仪器（二级学科）
本内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布
百科名片
光学望远镜，是用于收集可见光的一种望远镜，并且经由聚焦光线，可以直接放大影像、进行目视观测或者摄影等等，特别是指用与观察夜空，固定在架台上的单筒望远镜，也包括手持的双筒镜和其他用途的望远镜。
目录
简介种类与用途著名型号胡克望远镜海尔望远镜凯克望远镜超大望远镜昴星团望远镜
行星搜寻自主研发技术突破
简介种类与用途著名型号胡克望远镜海尔望远镜凯克望远镜超大望远镜昴星团望远镜
行星搜寻自主研发技术突破展开
编辑本段简介
光学望远镜，使用人眼可见光形成恒星和星系的像的望远镜，是用于收集可见光的一种望远镜，并且经由聚焦光线，可以直接放大影像、进行目视观测或者摄影等等，特别是指用于观察夜空，固定在架台上的单筒望远镜，也包括手持的双筒镜和其他用途的望远镜。
编辑本段种类与用途
光学望远镜分为折射式望远镜、反射式望远镜、施密特望远镜。19世纪初斯折射式  光学望远镜
望远镜还是天文学界的主流，当时研究的重点在天体测量，邻近恒星的位置测定。随着时代的演变，天文学家开始探索到银河系以外的星系，研究整个宇宙的结构，巨无霸的大型反射望远镜便取代折射式望远镜的地位。而施密特望远镜更拍摄到许多深远微暗的天体照片，让天文学家能按图索骥地去研究探索数10亿光年之遥的宇宙深处。所以20世纪是反射式望远镜与施密特望远镜的时代，而21世纪更将是无线电电波望远镜的时代。
19世纪天文望远镜主流──折射式德国汉堡大学80厘米折射镜。
20世纪统一天文学语言的施密特望远镜，这是澳洲的UKST。
20世纪天文望远镜主流──反射式，这是德国蔡司的3.5口径反射望远镜。
编辑本段著名型号
胡克望远镜
1917年，胡克望远镜在加州威尔逊山天文台建成。其主反射镜直径为2.54  光学望远镜
米，在其建成后30年，它一直是全世界最大的天文望远镜。正是利用这座望远镜，埃德温·哈勃发现了银河系外的星系，并找到了宇宙膨胀的证据。海尔望远镜
直径5.08米的海尔反射式望远镜坐落在美国帕洛玛山上。它于上世纪三四十年代建造，1948年完成，建造技术在当时堪称奇迹。虽然从1993年以后，海尔作为最大反射式光学望远镜的地位已被取代，但仍在为宇宙探索发挥重要作用。凯克望远镜
目前世界上最大的光学天文望远镜，位于夏威夷莫纳克亚山。其双子Keck  凯克望远镜
I和KeckII分别在1993年和1996年建成。直径都是10米，由36块直径1.8米的六角镜面拼接组成。通过电脑控制的主动光学支撑系统调节，使镜面保持极高的精度。超大望远镜
1999年，欧洲南方天文台在智利建造了超大望远镜。它是由4台8米直径望远镜组成的一台等效直径达到16米的光学望远镜。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。它可以在不同波段观测超新星等遥远天体。昴星团望远镜
日本的昴星团望远镜是目前世界上最大直径的单面反射镜，其直径达8.3米。坐落在夏威夷莫纳克亚山上，建造完成于1999年。据称，仅仅是抛光其超大镜面就花去了7年时间。昴星团望远镜使用了主动光学和自适应光学技术，支持镜面的是261个机械手指，它们可以不断调整镜面的形状以获得最佳成像。
编辑本段行星搜寻
“地外行星搜寻者”是美国宇航局空间计划的“点睛”之笔，计划于2012年  地外行星搜寻者模型
发射升空。它汇集了人类太空望远镜 技术的精华，将在寻找太空生命方面崭露头角。“地外行星搜寻者”的设计思路与空间干涉望远镜相似，但在规模与性能上有重大突破。空间干涉望远镜的可收卷镜阵延伸9米上下，而“地外行星搜寻者”的镜面阵列延展可达百米。利用它空前的分辨率，人们将足以探明，在太阳系邻近数十光年之内，是否存在与地球条件相似的行星，并进一步为解开地外生命的“悬念”获取宝贵的线索。
总之，21世纪的“天眼”，将具备前所未有的高灵敏度、高分辨率、大视场以及多天体观测能力。就整体而言，它们观测宇宙的效能将全面超越其“老大哥”，哈勃太空望远镜，从而全方位地开阔人类探测宇宙的视界。长久以来，人们仰望天空，看见日月星辰东升西落，有过天圆地方、地心说、日心说等宇宙模型。从前，人们只能用肉眼对星空进行观察，观测范围非常局限，所得的数据资料也就非常有限。
编辑本段自主研发
完全由中国自主发明的新型大视场望远镜———大天区面积光纤光谱天文望远镜（LAMOST）在位于河北省兴隆县的国家天文台兴隆观测基地落成。这标志着中国第一次在望远镜类型上占有一席之地。
在技术上，LAMOST在其反射施密特改正镜上同时采用了薄镜面主动光学和拼接镜面主动光学技术，突破了世界上光学望远镜大视场不能同时兼备大口径的瓶颈，使中国主动光学技术处于国际领先地位。它采用的并行可控式光纤定位技术解决了同时精确定位4000个观测目标的难题，是一项国际领先的技术创新。
该望远镜的各项指标均已达到甚至超过设计要求，在调试过程中单次观测可同时获得3000多条天体光谱的能力，已成为中国最大的光学望远镜、世界上最大口径的大视场望远镜，也是世界上光谱获取率最高的望远镜。大量天体光学光谱的获取是大视场、大样本天文学研究的关键。但迄今由成像巡天记录下来的数以百亿计的各类天体中，只有约万分之一进行过光谱观测。LAMOST将突破天文研究中光谱观测的这一瓶颈，对上千万个星系、类星体等河外天体的光谱巡天，将在河外天体物理和宇宙学研究以及河内天体物理和银河系研究上作出重大贡献。中科院常务副院长、LAMOST工程项目领导小组负责人白春礼在的落成典礼上说，LAMOST的建成和投入观测，将使中国具备世界领先的主动光学技术和多目标光谱观测能力；将为中国天文学研究增添高水平的观测设施和平台；将为中国在宇宙大尺度结构、银河系结构、暗能量等相关领域的研究提供必要的条件和技术支撑。
编辑本段技术突破
LAMOST中最具创新的部分是24块对角线1.1米的六角形平面子镜拼接成的反射施密特改正镜，观测过程中通过计算机控制这些子镜面形，使其实时变形成一系列不同的高精度的非球面，从而实现传统光学无法实现的这种世界上独一无二的大视场（广角）兼备大口径的主动反射施密特光学系统，以便精确地获取大量的天体光谱信息。我们在一块大反射镜上同时采用了薄镜面主动光学和拼接镜面主动光学技术，这不仅是在国际上将主动光学技术推进到新的前沿，也是在国际上发展出了第三种新类型的主动光学。我们还采用了并行可控式光纤定位技术解决了同时精确定位4000个观测目标的难题，远超过目前国际上最多同时定位600多根光纤。这都是国际领先的技术创新。
由中国科学家创造性设计和建造的这座望远镜，在口径、视场和光纤数目三者的结合上，超过了此前雄居世界第一的大视场巡天仪器——美国斯隆数字巡天望远镜，也一举超过了所有国际上已完成或正在进行的大视场多天体光纤光谱巡天计划，成为当今世界上获取天体光谱能力最强大的天文观测设备。
射电望远镜
科技名词定义
中文名称：
射电望远镜
英文名称：
radio telescope
定义：
接收和研究天体无线电波(频率20kHz—3GHz)的天文观测装置。
所属学科：
天文学（一级学科）；天文仪器（二级学科）
本内容由全国科学技术名词审定委员会审定公布
百科名片
   40m射电望远镜
射电望远镜1（radio telescope）是指观测和研究来自天体的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。包括收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录﹑处理和显示系统等。
目录
基本原理基本指标灵敏度分辨率
简史和现状类型连续孔径非连续全可转型或可跟踪型部分可转型固定型
特点优势主要的射电望远镜展望最大的射电望远镜
基本原理基本指标灵敏度分辨率
简史和现状类型连续孔径非连续全可转型或可跟踪型部分可转型固定型
特点优势主要的射电望远镜展望最大的射电望远镜
展开
编辑本段基本原理
位于澳大利亚新南威尔士州帕克斯天文台的64米口径射电望远镜。
经典射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜[1]相似﹐投射来的电磁波被一精确镜面反射后﹐同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚焦﹐因此﹐射电望远镜天线大多是抛物面。射电望远镜表面和一理想抛物面的均方误差如不  40m射电望远镜
大于λ/16～λ/10﹐该望远镜一般就能在波长大于λ的射电波段上有效地工作。对米波或长分米波观测﹐可以用金属网作镜面﹔而对厘米波和毫米波观测﹐则需用光滑精确的金属板(或镀膜)作镜面。从天体投射来并汇集到望远镜焦点的射电波﹐必须达到一定的功率电平﹐才能为接收机所检测。目前的检测技术水平要求最弱的电平一般应达 10 ─20瓦。射频信号功率首先在焦点处放大10～1﹐000倍﹐并变换成较低频率(中频)﹐然后用电缆将其传送至控制室﹐在那里再进一步放大﹑检波﹐最后以适于特定研究的方式进行记录﹑处理和显示。
天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。
编辑本段基本指标
射电天文所研究的对象﹐有太阳那样强的连续谱射电源﹐有辐射很强但极其遥远因而角径很小的类星体﹐有角径和流量密度都很小的恒星﹐也有频谱很窄﹑角径很小的天体微波激射源等  射电望远镜
。为了检测到所研究的射电源的信号﹐将它从邻近背景源中分辨出来﹐并进而观测其结构细节﹐射电望远镜必须有足够的灵敏度和分辨率。灵敏度
灵敏度是指射电望远镜"最低可测"的能量值，这个值越低灵敏度越高。为提高灵敏度常用的办法有降低接收机本身的固有噪声，增大天线接收面积，延长观测积分时间等。分辨率是指区分两个彼此靠近射电源的能力，分辨率越高就能将越近的两个射电源分开。那么，怎样提高射电望远镜的分辨率呢？对单天线射电望远镜来说，天线的直径越大分辨率越高。但是天线的直径难于作得很大，目前单天线的最大直径小于300米，对于波长较长的射电波段分辨率仍然很低。因此就提出了使用两架射电望远镜构成的射电干涉仪。对射电干涉仪来说，两个天线的最大间距越大分辨率越高。另外,在天线的直径或者两天  阿雷西博天文台射电望远镜
线的间距一定时，接收的无线电波长越短分辨率越高。拥有高灵敏度。高分辨率的射电望远镜，才能让我们在射电波段"看"到更远，更清晰的宇宙天体。分辨率
分辨率指的是区分两个彼此靠近的相同点源的能力﹐因为两个点源角距须大于天线方向图的半功率波束宽度时方可分辨﹐故宜将射电望远镜的分辨率规定为其主方向束的半功率宽 。 为电波的衍射所限﹐对简单的射电望远镜﹐它由天线孔径的物理尺寸D 和波长λ决定。
编辑本段简史和现状
位于美国新墨西哥州的综合孔径射电望远镜甚大天线阵（VLA）。
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河系中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。  甚大阵射电望远镜
自从杨斯基宣布接收到银河系的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
1946年﹐英国曼彻斯特大学开始建造直径66.5米的固定抛物面射电望远镜﹐1955年建成当时世界上最大的76米直径的可转抛物面射电望远镜。与此同时﹐澳﹑美﹑苏﹑法﹑荷等国也竞相建造大小不同和形式各异的早期射电望远镜。除了一些直径在10米以下﹑主要用于观测太阳的设备外﹐还出现了一些直径20～30米的抛物面望远镜﹐发展了早期的射电干涉仪和综合孔径射电望远镜。六十年代以来﹐相继建成的有美国国立射电天文台的42.7米﹑加拿大的45.8米﹑澳大利亚的64米全可转抛物面﹑美国的直径 305米固定球面﹑工作于厘米和分米波段的射电望远镜(见固定球面射电望远镜)以及一批直径10米左右的毫米波射电望远镜。因为可转抛物面天线造价昂贵﹐固定或半固定孔径形状(包括抛物面﹑球面﹑抛物柱面﹑抛物面截带)的天线的技术得到发展﹐从而建成了更多的干涉仪和十字阵(见米尔斯十字)。
1962年 Ryle 发明了综合孔径射电望远镜并获得了1974年诺贝尔物理学奖。
射电天文技术最初的起步和发展得益于二战后大批退役雷达的"军转民用"。射电望远镜和雷达的工作方式不同,雷达是先发射无线电波再接收物体反射的回波，射电望远镜只是被动地接收天体发射的无线电波.。20世纪50、60年代，随着射电技术的发展和提高，人们研究成功了射电干涉仪，甚长基线干涉仪，综合孔径望远镜等新型的射电望远镜射电干涉技术使人们能更有效地从噪音中提取有用的信号；甚长基线干涉仪通常是相距上千公里的。几台射电望远镜作干涉仪方式的观测,极大地提高了分辨率。  大型射电望远镜阵列
六十年代末至七十年代初﹐不仅建成了一批技术上成熟﹑有很高灵敏度和分辨率的综合孔径射电望远镜﹐还发明了有极高分辨率的甚长基线干涉仪这种所谓现代射电望远镜。另一方面还在计算技术基础上改进了经典射电望远镜天线的设计﹐建成直径100米的大型精密可跟踪抛物面射电望远镜(德意志联邦共和国波恩附近。
上世纪80年代以来，欧洲的VLBI网﹑美国的VLBA阵﹑日本的空间VLBI相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们的灵敏度﹑分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。其中，美国的超常基线阵列（VLBA）由10个抛物天线组成，横跨从夏威夷到圣科洛伊克斯8000千米的距离，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍。它所达到的分辨率相当让一个人站在纽约看洛杉矶的报纸。
今天射电的分辨率高于其它波段几千倍,能更清晰地揭示射电天体的内核;综合孔径技术的研制成功使射电望远镜具备了方便的成像能力,综合孔径射电望远镜相当于工作在射电波段的照相机。
编辑本段类型
根据天线总体结构的不同，射电望远镜按设计要求可以分为连续和非连续孔径射电望远镜两大类。连续孔径
主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜非连续
以干涉技术为基础的各种组合天线系统  世界最大射电望远镜
。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像 。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所 ；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。
为了观测弱射电源的需要﹐射电望远镜必须有较大孔径﹐并能对射电目标进行长时间的跟踪或扫描。此外﹐还必须综合考虑设备的造价和工艺上的现实性。
按机械装置和驱动方式﹐连续孔径射电望远镜(它通常又是非连续孔径的基本单元)还可分为三种类型。全可转型或可跟踪型
可在两个坐标转动﹐分为赤道式装置和地平式装置两种﹐如同在可跟踪抛物面射电望远镜中使用的。部分可转型
可在一坐标(赤纬方向)转动﹐赤经方向靠地球自转扫描﹐又称中星仪式(见带形射电望远镜)。固定型
主要天线反射面固定﹐一般用移动馈源(又称照明器)或改变馈源相位的方法。
射电观测在很宽的频率范围进行﹐检测和信息处理的射电技术又远较光学波段灵活多样﹐所以射电望远镜种类繁多﹐还可以根据其他准则分类﹕诸如按接收天线的形状可分为抛物面﹑抛物柱面﹑球面﹑抛物  正在建设中的射电望远镜
面截带﹑喇叭﹑螺旋﹑行波﹑偶极天线等射电望远镜﹔按方向束形状可分为铅笔束﹑扇束﹑多束等射电望远镜﹔按工作类型可分为全功率﹑扫频﹑快速成像等类射电望远镜﹔按观测目的可分为测绘﹑定位﹑定标﹑偏振﹑频谱﹑日象等射电望远镜。关于非连续孔径射电望远镜﹐主要是各类射电干涉仪。
编辑本段特点优势
射电望远镜与光学望远镜不同,它既没有高高竖起的望远镜镜简，也没有物镜，目镜，它由天线和接收系统两大部分组成。
巨大的天线是射电望远镜最显著的标志，它的种类很多，有抛物面天线，球面天线，半波偶极子天线，螺旋天线等。最常用的是抛物面天线。天线对射电望远镜来说，就好比是它的眼睛，它的作用相当于光学望远镜中的物镜。它要把微弱的宇宙无线电信号收集起来，然后通过一根特制的管子(波导)把收集到的信号传送到接收机中去放大。接收系统的工作原理和普通收音机差不多，但它具有极高的灵敏度和稳定性。接收系统将信号放大，从噪音中分离出有用的信号，并传给后端的计算机记录下来。记录的结果为许多弯曲的曲线，天文学家分析这些曲线，得到天体送来的各种宇宙信息。
编辑本段主要的射电望远镜
当代先进射电望远镜有﹕以德意志联邦共和国 100米望远镜为代表的大﹑中型厘米波可跟踪抛物面射电望远镜﹔以美国国立射电天文台﹑瑞典翁萨拉天文台和日本东京天文台的设备为代表的毫米波射电望远镜﹔以即将完成的美国甚大天线阵。贵州平塘的射电望远镜FAST是现在世界上最大口径的射电望远镜。
编辑本段展望
把造价和效能结合起来考虑﹐今后直径100米那样的大射电望远镜大概只能有少量增加﹐而单个中等孔径厘米波射电望远镜的用途越来越少。主要单抛物面天线将更普遍地并入或扩大为甚长基线﹑连线干涉仪和综合孔径系统工作。随著设计﹑工艺和校准技术的改进﹐将会有更多﹑更精密的毫米波望远镜出现。综合孔径望远镜会得到发展以期获得更大的空间﹑时间和频率覆盖。甚长基线干涉系统除了增加数量外﹐预期最终将能利用定点卫星实现实时数据处理﹐大大提吖鄄饽芰ΑＬ厥庑巫锤咴鲆姗p低噪音天线设计方法的成熟﹐把综合孔径技术同甚长基线独立本振干涉仪技术结合起来的甚长基线干涉仪网和干涉仪阵的试验﹐很可能孕育出新一代的射电望远镜。
编辑本段最大的射电望远镜
中国、日本、韩国三国科学家正利用他们共同构建的世界最大射  射电望远镜结构
电望远镜阵，探测银河系结构、超大质量黑洞等深空奥秘。
三国天文学界在各自独立开发的射电天体探测网基础上，整合了东亚地区直径约6000公里范围内19台射电天文望远镜，覆盖了从日本小笠原、北海道至中国乌鲁木齐、昆明的广阔地域，成为世界上最庞大的射电天文观测网络。如果配合日本“月亮女神”绕月卫星上搭载的观天设备，这个望远镜阵的直径将会扩展到2．4万公里。
东亚甚长基线干涉测量（ＶＬＢＩ）观测计划中方科学家、中国科学院上海天文台研究员沈志强31日在接受新华社记者专访时说：“中国天文学家经过30多年努力建成的ＶＬＢＩ网，对国际上射电天文学的研究，做出了很大的贡献。我们还成功地将ＶＬＢＩ技术用于中国首颗绕月卫星的测轨工作，已取得巨大成功。”
甚长基线干涉测量是国际天文学界目前使用的一项高分辨率、高测量精度的观测技术，用于天体的精确定位和精细结构研究。一个完整的ＶＬＢＩ观测系统通常由两个以上射电望远镜观测站和一个数据处理中心组成。中科院ＶＬＢＩ观测系统目前由上海25米直径、北京50米直径、昆明40米直径和乌鲁木齐25米直径等4台射电天文望远镜，以及上海数据处理中心组成。
沈志强说，各观测站同时跟踪观测同一目标，并将观测数据记录或实时传送到数据处理中心，计算机依靠这些观测值计算得出目标天体的精确位置。
“嫦娥一号”卫星测轨任务与一般天文学ＶＬＢＩ观测有很大不同。对绕月卫星的测轨，尤其是进入环月正常运行前的各轨道段，不允许有丝毫差错，必须在10分钟内提供准确的测轨结果。在“嫦娥一号”发射后的一个月内，4个观测站和上海数据处理中心出色完成了测轨任务，提供的测轨数据滞后时间一般为5至6分钟。
中国ＶＬＢＩ网三周前刚进行了一次远程数据采集、海量存储、数据处理实验，利用高速互联网将ＶＬＢＩ观测数据，实时传送到数据处理中心并进行实时相关处理，以取代传统的ＶＬＢＩ数据邮寄方式。半个月前，包括上海和乌鲁木齐两个观测站在内的世界17个射电望远镜观测站进行的实时接力观测演示，也获得成功。
东亚ＶＬＢＩ观测网的主要工作将是完善日本射电天体探测计划正在绘制的银河系图。日本科学家相信，由12台望远镜组成的日本射电天体观测网，加上中国的4台望远镜以及韩国刚建成的3台21米口径望远镜，恒星定位的精度将成倍提高。
“这一独特的工作将帮助我们获得关于星系结构的优质数据。”日本国立天文台电波天文学教授小林秀行在接受新华社记者采访时说。
韩国和日本科学家正在开发一种特制的计算机，用于整合海量的观测数据，这套计算设备，计划于明年底在韩国首尔投入使用。科学家预计，东亚ＶＬＢＩ观测计划将于2010年全面展开。
自400年前意大利人伽利略首次用望远镜观测星空，人类通常靠光学设备进行天文学研究。人们后来发现，天体除了发出可见光，还发出电磁波。1932年，美国贝尔实验室工程师卡尔·央斯基偶然发现了来自银河系中心的电波，射电天文学从此发端。碟状天线一般的射电天文望远镜，通过接收天体无线电波或主动发射电波并接收回波，确定遥远天体的形状的结构。
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参考资料 1
射电望远镜  
http://www.souezu.cn/Item/50608.aspx