百科名片
望遠鏡是壹種利用凹透鏡和凸透鏡觀測遙遠物體的光學儀器。利用通過透鏡的光線折射或光線被凹鏡反射使之進入小孔並會聚成像，再經過壹個放大目鏡而被看到。又稱“千裏鏡”。望遠鏡的第壹個作用是放大遠處物體的張角，使人眼能看清角距更小的細節。望遠鏡第二個作用是把物鏡收集到的比瞳孔直徑（最大8毫米）粗得多的光束，送入人眼,使觀測者能看到原來看不到的暗弱物體。1608年荷蘭人漢斯·利伯希發明了第壹部望遠鏡。1609年意大利佛羅倫薩人伽利略·伽利雷發明了40倍雙鏡望遠鏡，這是第壹部投入科學應用的實用望遠鏡。
望遠鏡鍍膜： 望遠鏡的保養400年來最著名的14具望遠鏡
1、伽利略折射望遠鏡 2、牛頓反射式望遠鏡 3、赫歇爾望遠鏡 4、耶基斯折射望遠鏡 5、威爾遜山60英寸望遠鏡 6、胡克100英寸望遠鏡 7、海耳200英寸望遠鏡 8、喇叭天線 9、甚大陣射電望遠鏡 10、哈勃太空望遠鏡 11、凱克系列望遠鏡 12、斯隆2.5米望遠鏡 13、威爾金森宇宙微波各向異性探測衛星 14、雨燕觀測衛星最偉大的八具太空望遠鏡
哈勃太空望遠鏡 康普頓伽馬射線太空望遠鏡 錢德拉X射線太空望遠鏡 XMM-牛頓X射線太空望遠鏡 威爾金森微波各向異性探測器 斯皮策太空望遠鏡 費米伽馬射線太空望遠鏡 詹姆斯·韋伯太空望遠鏡展開 編輯本段望遠鏡（a telescope/binoculars）
17世紀初的壹天，荷蘭小鎮的壹家眼鏡店的主人利伯希（Hans Lippershey），為檢查磨制出來的透鏡質量，把壹塊凸透鏡和壹塊凹鏡排成壹條線，通過透鏡看過去，發現遠處的教堂塔尖好象變大拉近了，於是在無意中發現了望遠鏡的秘密。1608年他為自引己制作的望遠鏡申請專利，並遵從當局的要求，造了壹個雙筒望遠鏡。據說小鎮好幾十個眼鏡匠都聲稱發明了望遠鏡。
編輯本段定義
望遠鏡的基本原理 望遠鏡是壹種用於觀察遠距離物體的目視光學儀器，能把遠物很小的張角按壹定倍率放大，使之在像 空間具有較大的張角，使本來無法用肉眼看清或分辨的物體變清晰可辨。所以，望遠鏡是天文和地面觀測中不可缺少的工具。它是壹種通過物鏡和目鏡使入射的平行光束仍保持平行射出的光學系統。根據望遠鏡原理壹般分為三種。 BOSMA博冠望遠鏡
壹種通過收集電磁波來觀察遙遠物體的儀器。在日常生活中，望遠鏡主要指光學望遠鏡。但是在現代天文學中，天文望遠鏡包括了射電望遠鏡，紅外望遠鏡，X射線和伽嗎射線望遠鏡。近年來天文望遠鏡的概念又進壹步地延伸到了引力波，宇宙射線和暗物質的領域。 或者再經過壹個放大目鏡進行觀察。日常生活中的光學望遠鏡又稱“千裏鏡”。它主要包括業余天文望遠鏡，觀劇望遠鏡和軍用雙筒望遠鏡。
編輯本段簡介
常用的雙筒望遠鏡還為減小體積和翻轉倒像的目的，需要增加棱鏡系統，棱鏡系統按形式不同可分為別漢棱鏡系統(RoofPrism）（也就是斯密特.別漢屋脊棱鏡系統）和保羅棱鏡系統(PorroPrism）(也稱普羅棱鏡系統)，兩種系統的原理及應用是相似的。 個人使用的小型手持式望遠鏡不宜使用過大放大倍率，壹般以3～12倍為宜，倍數過大時，成像清晰度就會變差，同時抖動嚴重，超過12倍的望遠鏡壹般使用三角架等方式加以固定。
編輯本段歷史
與此同時，德國的天文學家開普勒也開始研究望遠鏡，他在《屈光學》裏提出了另壹種天文望遠鏡，這種望遠鏡由兩個凸透鏡組成，與伽利略的望遠鏡不同，比伽利略望遠鏡視野寬闊。但開普勒沒有制造他所介紹的望遠鏡。沙伊納於1613年—1617年間首次制作出了這種望遠鏡，他還遵照開普勒的建議制造了有第三個凸透鏡的望遠鏡，把二個凸透鏡做的望遠鏡的倒像變成了正像。沙伊納做了8臺望遠鏡，壹臺壹臺地觀察太陽，無論哪壹臺都能看到相同形狀的太陽黑子。因此，他打消了不少人認為黑子可能是透鏡上的塵埃引起的錯覺，證明了黑子確實是觀察到的真實存在。在觀察太陽時沙伊納裝上特殊遮光玻璃，伽利略則沒有加此保護裝置，結果傷了眼睛，最後幾乎失明。荷蘭的惠更斯為了減少折射望遠鏡的色差在1665年做了壹臺筒長近6米的望遠鏡，來探查土星的光環，後來又做了壹臺將近41米長的望遠鏡。 使用透鏡作物鏡的望遠鏡稱為折射望遠鏡，即使加長鏡筒，精密加工透鏡，也不能消除色象差，牛頓曾認為折射望遠鏡的色差是不可救藥的，後來證明是過分悲觀的。1668年他發明了反射式望遠鏡，斛決了色差的問題。第壹臺反射式望遠鏡非常小，望遠鏡內的反射鏡口徑只有2.5厘米，但是已經能清楚地看到木星的衛星、金星的盈虧等。1672年牛頓做了壹臺更大的反射望遠鏡，送給了英國皇家學會，至今還保存在皇家學會的圖書館裏。1733年英國人哈爾制成第壹臺消色差折射望遠鏡。1758年倫敦的寶蘭德也制成同樣的望遠鏡，他采用了折射率不同的玻璃分別制造凸透鏡和凹透鏡，把各自形成的有色邊緣相互抵消。但是要制造很大透鏡不容易，目前世界上最大的壹臺折射式望遠鏡直徑為102厘米，安裝在雅弟斯天文臺。 單筒望遠鏡
1793年英國赫瑟爾（William Herschel），制做了反射式望遠鏡，反射鏡直徑為130厘米，用銅錫合金制成，重達1噸。1845年英國的帕森（William Parsons）制造的反射望遠鏡，反射鏡直徑為1.82米。1917年，胡克望遠鏡（Hooker Telescope）在美國加利福尼亞的威爾遜山天文臺建成。它的主反射鏡口徑為100英寸。正是使用這座望遠鏡，哈勃（Edwin Hubble）發現了宇宙正在膨脹的驚人事實。1930年，德國人施密特（BernhardSchmidt）將折射望遠鏡和反射望遠鏡的優點（折射望遠鏡像差小但有色差而且尺寸越大越昂貴，反射望遠鏡沒有色差、造價低廉且反射鏡可以造得很大，但存在像差）結合起來，制成了第壹臺折反射望遠鏡。 戰後，反射式望遠鏡在天文觀測中發展很快，1950年在帕洛瑪山上安裝了壹臺直徑5.08米的海爾（Hale）反射式望遠鏡。1969年在前蘇聯高加索北部的帕斯土霍夫山上安裝了直徑6米的反射鏡。1990年，NASA將哈勃太空望遠鏡送入軌道，然而，由於鏡面故障，直到1993年宇航員完成太空修復並更換了透鏡後，哈勃望遠鏡才開始全面發揮作用。由於可以不受地球大氣的幹擾，哈勃望遠鏡的圖像清晰度是地球上同類望遠鏡拍下圖像的10倍。1993年，美國在夏威夷莫納克亞山上建成了口徑10米的“凱克望遠鏡”，其鏡面由36塊1.8米的反射鏡拼合而成。2001設在智利的歐洲南方天文臺研制完成了“超大望遠鏡”(VLT)，它由4架口徑8米的望遠鏡組成，其聚光能力與壹架16米的反射望遠鏡相當。現在，壹批正在籌建中的望遠鏡又開始對莫納克亞山上的白色巨人兄弟發起了沖擊。這些新的競爭參與者包括30米口徑的“加利福尼亞極大望遠鏡”（California ExtremelyLarge Telescope，簡稱CELT），20米口徑的大麥哲倫望遠鏡（Giant Magellan Telescope，簡稱GMT）和100米口徑的絕大望遠鏡（Overwhelming Large Telescope，簡稱OWL）。它們的倡議者指出，這些新的望遠鏡不僅可以提供像質遠勝於哈勃望遠鏡照片的太空圖片，而且能收集到更多的光，對100億年前星系形成時初態恒星和宇宙氣體的情況有更多的了解，並看清楚遙遠恒星周圍的行星。
編輯本段哈勃空間望遠鏡
哈勃空間望遠鏡
（Hubble Space Telescope，HST），是人類第壹座太空望遠鏡，總長度超過13米，質量為11噸多，運行在地球大氣層外緣離地面約600公裏的軌道上。它大約每100分鐘環繞地球壹周。哈勃望遠鏡是由美國國家航空航天局和歐洲航天局合作，於1990年發射入軌的。哈勃望遠鏡是以天文學家愛德文·哈勃的名字命名的。按計劃，它將在2013年被詹姆斯韋伯太空望遠鏡所取代。哈勃望遠鏡的角分辨率達到小於0.1秒，每天可以獲取3到5G字節的數據。 由於運行在外層空間，哈勃望遠鏡獲得的圖像不受大氣層擾動折射的影響，並且可以獲得通常被大氣層吸收的紅外光譜的圖像。 哈勃望遠鏡的數據由太空望遠鏡研究所的天文學家和科學家分析處理。該研究所屬於位於美國馬裏蘭州巴爾第摩市的約翰霍普金斯大學。
歷史
哈勃太空望遠鏡的構想可追溯到1946年。該望遠鏡於1970年代設計，建造及發射***耗資20億美元。NASA馬歇爾空間飛行中心負責設計，開發和建造哈勃空間望遠鏡。NASA高達德空間飛行中心負責科學設備和地面控制。珀金埃爾默負責制造鏡片。洛克希德負責建造望遠鏡鏡體。
升空
該望遠鏡隨發現號航天飛機，於1990年4月24日發射升空。原定於1986年升空，但自從該年壹月發生的挑戰者號爆炸事件後，升空的日期被後延。 首批傳回地球的影像令天文學家等不少人大為失望，由於珀金埃爾默制造的鏡片的厚度有誤，產生了嚴重的球差，因此影像比較朦朧。
維護任務（1）
更換設備後所拍攝的清晰影像，遠比更換前清楚許多。第壹個任務名為STS-61，它於1993年12月增添了不少新儀器，包括: 以COSTAR取代高速光度計(HSP)。 以WFPC2相機取代WFPC相機。 更換太陽能集光板。 更換兩個RSU，包括四個陀螺儀。 改變軌道 該任務於1994年1月13日宣告完成，拍得首批清晰影像並傳回地球。
維護任務（2）
第二個任務名為STS-81，於1997年2月開始，望遠鏡有兩個儀器和多個硬件被更換。
維護任務（3）A
任務3A名為STS-103，於1999年12月開始。
維護任務（3）B
任務3B名為STS-109，於2002年3月開始。
編輯本段分類
壹、折射望遠鏡
折射式望遠鏡，是用透鏡作物鏡的望遠鏡。分為兩種類型：由凹透鏡作目鏡的稱伽利略望遠鏡；由凸透鏡作目鏡的稱開普勒望遠鏡。因單透鏡物鏡色差和球差都相當嚴重，現代的折射望遠鏡常用兩塊或兩塊以上的透鏡組作物鏡。其中以雙透鏡物鏡應用最普遍。它由相距很近的壹塊冕牌玻璃制成的凸透鏡和壹塊火石玻璃制成的凹透鏡組成，對兩個特定的波長完全消除位置色差，對其余波長的位置色差也可相應減弱 在滿足壹定設計條件時，還可消去球差和彗差。由於剩余色差和其他像差的影響，雙透鏡物鏡的相對口徑較小，壹般為1/15-1/20，很少大於1/7，可用視場也不大。口徑小於8厘米的雙透鏡物鏡可將兩塊透鏡膠合在壹起，稱雙膠合物鏡 ，留有壹定間隙未膠合的稱雙分離物鏡 。為了增大相對口徑和視場，可采用多透鏡物鏡組。對於伽利略望遠鏡來說，結構非常簡單，光能損失少。鏡筒短，很輕便。而且成正像，但倍數小視野窄，壹般用於觀劇鏡和玩具望遠鏡。對於開普勒望遠鏡來說，需要在物鏡後面添加棱鏡組或透鏡組來轉像，使眼睛觀察到的是正像。壹般的折射望遠鏡都是采用開普勒結構。由於折射望遠鏡的成像質量比反射望遠鏡好，視場大，使用方便，易於維護，中小型天文望遠鏡及許多專用儀器多采用折射系統，但大型折射望遠鏡制造起來比反射望遠鏡困難得多，因為冶煉大口徑的優質透鏡非常困難，且存在玻璃對光線的吸收問題，所以大口徑望遠鏡都采用反射式 （ 以下為詳細介紹）
伽利略望遠鏡
物鏡是會聚透鏡而目鏡是發散透鏡的望遠鏡。光線經過物鏡折射所成的實像在目鏡的後方（靠近人目的後方）焦點上，這像對目鏡是壹個虛像，因此經它折射後成壹放大的正立虛像。伽利略望遠鏡的放大率等於物鏡焦距與目鏡焦距的比值。其優點是鏡筒短而能成正像，但它的視野比較小。把兩個放大倍數不高的伽利略望遠鏡並列壹起、中間用壹個螺栓鈕可以同時調節其清晰程度的裝置，稱為“觀劇鏡”；因攜帶方便，常用以觀看表演等。伽利略發明的望遠鏡在人類認識自然的歷史中占有重要地位。它由壹個凹透鏡（目鏡）和壹個凸透鏡（物鏡）構成。其優點是結構簡單，能直接成正像。
開普勒望遠鏡
原理由兩個凸透鏡構成。由於兩者之間有壹個實像，可方便的安裝分劃板，並且各種性能優良，所以目前軍用望遠鏡，小型天文望遠鏡等專業級的望遠鏡都采用此種結構。但這種結構成像是倒立的，所以要在中間增加正像系統。 正像系統分為兩類：棱鏡正像系統和透鏡正像系統。我們常見的前寬後窄的典型雙筒望遠鏡既采用了雙直角棱鏡正像系統。這種系統的優點是在正像的同時將光軸兩次折疊，從而大大減小了望遠鏡的體積和重量。透鏡正像系統采用壹組復雜的透鏡來將像倒轉，成本較高，但俄羅斯20×50三節伸縮古典型單筒望遠鏡既采用設計精良的透鏡正像系統。
歷史
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，天文望遠鏡是采用開普勒式。 需要指出的是，由於當時的望遠鏡采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。所以在很長的壹段時間內，天文學家壹直在夢想制作更長的望遠鏡，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制造了消色差透鏡。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厘米的透鏡。 十九世紀末，隨著制造技術的提高，制造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了壹個制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘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厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的裏克望遠鏡。 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。但是它總是有殘余的色差，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，此後的這壹百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。
二、反射望遠鏡
是用凹面反射鏡作物鏡的望遠鏡。可分為牛頓望遠鏡.卡塞格林望遠鏡等幾種類型。反射望遠鏡的主要優點是不存在色差，當物鏡采用拋物面時，還可消去球差。但為了減小其它像差的影響，可用視場較小。對制造反射鏡的材料只要求膨脹系數較小、應力小和便於磨制。磨好的反射鏡壹般在表面鍍壹層鋁膜，鋁膜在2000-9000埃波段範圍的反射率都大於80%，因而除光學波段外，反射望遠鏡還適於對近紅外和近紫外波段進行研究。反射望遠鏡的相對口徑可以做得較大，主焦點式反射望遠鏡的相對口徑約為1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛頓望遠鏡外，鏡筒的長度比系統的焦距要短得多，加上主鏡只有壹個表面需要加工，這就大大降低了造價和制造的困難，因此目前口徑大於1.34米的光學望遠鏡全部是反射望遠鏡。壹架較大口徑的反射望遠鏡，通過變換不同的副鏡，可獲得主焦點系統(或牛頓系統)、卡塞格林系統和折軸系統。這樣，壹架望遠鏡便可獲得幾種不同的相對口徑和視場。反射望遠鏡主要用於天體物理方面的工作。
歷史
第壹架反射式望遠鏡誕生於1668年。牛頓經過多次磨制非球面的透鏡均告失敗後，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成壹塊凹面反射鏡，並在主鏡的焦點前面放置了壹個與主鏡成45o角的反射鏡，使經主鏡反射後的會聚光經反射鏡以90o角反射出鏡筒後到達目鏡。這種系統稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產生壹定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是壹個巨大的成功。 詹姆斯·格雷戈裏在1663年提出壹種方案：利用壹面主鏡，壹面副鏡，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射後從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要壹個拋物面的主鏡和壹個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的制造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈裏無法得到對他有用的鏡子。 1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈裏望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，並為凸面鏡，這就是現在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經副鏡鏡反射的光稍有些發散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制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。 赫歇爾是制作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨制望遠鏡，壹生中制作的望遠鏡達數百架。赫歇爾制作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經反射後匯聚於鏡筒的壹側。 在反射式望遠鏡發明後的近200年中，反射材料壹直是其發展的障礙：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·利比希研究出壹種方法，能在玻璃上塗壹薄層銀，經輕輕的拋光後，可以高效率地反射光。這樣，就使得制造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。 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壹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射式望遠鏡的熱情。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制造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到制造完成海爾望遠鏡經歷了二十多年，盡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）壹樣，似乎預兆著壹種特定類型的望遠鏡已經快發展到它的盡頭了"。在1976年前蘇聯建造了壹架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。 反射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，且相對於折射望遠鏡比較容易制作。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。
三、折反射望遠鏡
是在球面反射鏡的基礎上，再加入用於校正像差的折射元件，可以避免困難的大型非球面加工，又能獲得良好的像質量。比較著名的有施密特望遠鏡 它在球面反射鏡的球心位置處放置壹施密特校正板。它是壹個面是平面，另壹個面是輕度變形的非球面，使光束的中心部分略有會聚，而外圍部分略有發散，正好矯正球差和彗差。還有壹種馬克蘇托夫望遠鏡 在球面反射鏡前面加壹個彎月型透鏡，選擇合適的彎月透鏡的參數和位置，可以同時校正球差和彗差。及這兩種望遠鏡的衍生型，如超施密特望遠鏡，貝克―努恩照相機等。在折反射望遠鏡中，由反射鏡成像，折射鏡用於校正像差。它的特點是相對口徑很大(甚至可大於1)，光力強，視場廣闊，像質優良。適於巡天攝影和觀測星雲、彗星、流星等天體。小型目視望遠鏡若采用折反射卡塞格林系統，鏡筒可非常短小。
歷史
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壹塊別具壹格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制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年馬克蘇托夫用壹個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另壹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，對玻璃的要求也高壹些。 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，非常適合業余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。
射電望遠鏡
探測天體射電輻射的基本設備。可以測量天體射電的強度、頻譜及偏振等量。通常，由天線、接收機和終端設備3部分構成。天線收集天體的射電輻射，接收機將這些信號加工、轉化成可供記錄、顯示的形式，終端設備把信號記錄下來，並按特定的要求進行某些處理然後顯示出來。表征射電望遠鏡性能的基本指標是空間分辨率和靈敏度，前者反映區分兩個天球上彼此靠近的射電點源的能力，後者反映探測微弱射電源的能力。射電望遠鏡通常要求具有高空間分辨率和高靈敏度。根據天線總體結構的不同，射電望遠鏡可分為連續孔徑和非連續孔徑兩大類，前者的主要代表是采用單盤拋物面天線的經典式射電望遠鏡，後者是以幹涉技術為基礎的各種組合天線系統。20世紀60年代產生了兩種新型的非連續孔徑射電望遠鏡——甚長基線幹涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡，前者具有極高的空間分辨率，後者能獲得清晰的射電圖像。世界上最大的可跟蹤型經典式射電望遠鏡其拋物面天線直徑長達100米，安裝在德國馬克斯·普朗克射電天文研究所；世界上最大的非連續孔徑射電望遠鏡是甚大天線陣，安裝在美國國立射電天文臺。 1931年，在美國新澤西州的貝爾實驗室裏，負責專門搜索和鑒別電話幹擾信號的美國人KG·楊斯基發現：有壹種每隔23小時56分04秒出現最大值的無線電幹擾。經過仔細分析，他在1932年發表的文章中斷言：這是來自銀河中射電輻射。由此，楊斯基開創了用射電波研究天體的新紀元。當時他使用的是長30.5米、高3.66米的旋轉天線陣，在14.6米波長取得了30度寬的“扇形”方向束。此後，射電望遠鏡的歷史便是不斷提高分辨率和靈敏度的歷史。 自從楊斯基宣布接收到銀河的射電信號後，美國人G·雷伯潛心試制射電望遠鏡，終於在1937年制造成功。這是壹架在第二次世界大戰以前全世界獨壹無二的拋物面型射電望遠鏡。它的拋物面天線直徑為9.45米，在1.87米波長取得了12度的“鉛筆形”方向束，並測到了太陽以及其它壹些天體發出的無線電波。因此，雷伯被稱為是拋物面型射電望遠鏡的首創者。 射電望遠鏡是觀測和研究來自天體的射電波的基本設備，它包括：收集射電波的定向天線，放大射電信號的高靈敏度接收機，信息記錄，處理和顯示系統等等。射電望遠鏡的基本原理和光學反射望遠鏡相信，投射來的電磁波被壹精確鏡面反射後，同相到達公***焦點。用旋轉拋物面作鏡面易於實現同相聚集。因此，射電望遠鏡的天線大多是拋物面。 射電觀測是在很寬的頻率範圍內進行，檢測和信息處理的射電技術又較光學波希靈活多樣，所以，射電望遠鏡種類更多，分類方法多種多樣。例如按接收天線的形狀可分為拋物面、拋物柱面、球面、拋物面截帶、喇、螺旋、行波、天線等射電望遠鏡；按方向束形狀可分為鉛筆束、扇束、多束等射電望遠鏡；按觀測目的可分為測繪、定位、定標、偏振、頻譜、日象等射電望遠鏡；按工作類型又可分為全功率、掃頻、快速成像等類型的射電望遠鏡。
空間望遠鏡
在地球大氣外進行天文觀測的大望遠鏡。由於避開了大氣的影響和不會因重力而產生畸變，因而可以大大提高觀測能力及分辨本領，甚至還可使壹些光學望遠鏡兼作近紅外 、近紫外觀測。但在制造上也有許多新的嚴格要求，如對鏡面加工精度要在0.01微米之內，各部件和機械結構要能承受發射時的振動、超重，但本身又要求盡量輕巧，以降低發射成本。第壹架空間望遠鏡又稱哈勃望遠鏡 ，於1990年4月24日由美國發現號航天飛機送上離地面600千米的軌道 。其整體呈圓柱型，長13米，直徑4米 ，前端是望遠鏡部分 ，後半是輔助器械，總重約11噸。該望遠鏡的有效口徑為2.4米 ，焦距57.6米 ，觀測波長從紫外的120納米到紅外的1200納米 ，造價15億美元 。原設計的分辨率為0.005 ，為地面大望遠鏡的100倍 。但由於制造中的壹個小疏忽 ，直至上天後才發現該儀器有較大的球差，以致嚴重影響了觀測的質量。1993年12月2～13日，美國奮進號航天飛機載著7名宇航員成功地為“哈勃”更換了11個部件，完成了修復工作，開創了人類在太空修復大型航天器的歷史。修復成功的哈勃望遠鏡在10年內將不斷提供有關宇宙深處的信息 。1991 年4月美國又發射了第二架空間望遠鏡，這是壹個觀測γ射線的裝置，總重17噸，功耗1.52瓦，信號傳輸率為17000比特／秒 ，上面載有4組探測器，角分辨率為5′～10′。其壽命2年左右。
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