阿利斯塔克

[拼音]：tianwen yiqi he fangfa

[英文]：astronomical instrument and method

天文學研究的物件是天體，而絕大部分天體人們直接接觸不到，只能通過它們的輻射進行研究。從這一基本特點出發，人們不斷創造出各種天文儀器和觀測方法。

簡史

在古代，人們就已經創造了一些天文儀器，如中國的渾儀（見渾儀和渾象）、簡儀，外國的黃道經緯儀等。人們用肉眼通過這些儀器來觀測天體的位置和視運動。人眼瞳孔最大直徑只有8毫米，收集到天體的輻射不多，因此人眼只能見到為數不多的亮天體；同時，人眼的分辨本領不大，即使對太陽系中幾個明亮的行星，也無法分辨出它們的視圓面。1609年，伽利略製成的第一架天文望遠鏡(見彩圖)，是近代天文儀器的開端。使用望遠鏡觀測天體，是天文觀測手段的一次大變革。十九世紀中葉，照相術、分光術、測光術應用到天文學中來，相應地產生了一系列新的天文儀器，這是天文觀測手段的第二次大變革。這次變革產生了一門研究天體的物理性質、化學組成等的新學科──天體物理學。二十世紀以來，光電和光電成像等新技術的發展，電子計算機和自動控制技術的廣泛使用，使天文觀測的精度、效率和探測闇弱天體的能力進一步提高；而射電技術和空間技術的相繼崛起，使天文學進入了全波段天文學的時代，這是天文觀測手段的又一次大變革。至今，這個變革仍在日新月異地發展著。

任務

收集天體輻射和提高探測器靈敏度

天體本身的輻射是不能用人為方法加強的。為了觀測遙遠而闇弱的天體，首先必須用望遠鏡收集大量的天體輻射。望遠鏡能收集比瞳孔直徑大得多的光束，還能形成天體的實像，用底片記錄下來。通過望遠鏡，觀測到許多前所未見的天文現象，使人類認識宇宙的深度和廣度都大為擴充套件。三百多年來，望遠鏡的口徑越做越大。1948年，美國製成口徑5米的反射望遠鏡。1975年，蘇聯製成口徑6米的反射望遠鏡。這樣大的反射鏡面，其形狀要達到和保持在約 1/8波長的精度。望遠鏡還要以幾分之一角秒的精度跟蹤天體，這是相當複雜而艱鉅的工程。近年來，為了研究諸如恆星周圍的行星、河外星系中的單顆恆星、證認類星射電源和探討遙遠星系的紅移等天文學的前沿課題，正醞釀建造口徑相當於25米級的巨型光學望遠鏡。另一方面是提高輻射探測器的靈敏度。在照相術出現以前，人們只能用眼睛來接受天體的輻射。近百年來，天文底片成為天文觀測中最常用的探測器之一。它具有累積的特性，所以在較長的曝光時間裡能拍攝到人眼看不見的闇弱天體；同時底片還能記錄整個視場中的所有天象。由於光電技術的發展，二十世紀出現了多種高靈敏度的探測器，首先是光電管和由它發展成的光電倍增管。它們把接收到的輻射極快地轉換為便於讀數的電流訊號，並具有很高的靈敏度和線性響應，這就大大提高了輻射強度的測量精度。光電成像器件，如像增強器，通過電子束的再成像，其亮度可比原像增加數萬甚至數十萬倍，用來進行闇弱天體的照相和分光觀測。由微型矽光電二極體排列成的一維和二維二極體陣，能同時把影象上各點的輻射強度轉換為大量的數字資訊，不僅便於記錄，而且還可輸入電子計算機作實時處理，是一種很有前途的探測器。光電探測器具有高靈敏度和其他優異效能，已在許多工作中取代了照相底片。

提高分辨本領

為了取得清晰的天體像，研究天體的細節，儀器必須有高的分辨本領。但這要受到很多因素的限制。首先，由於衍射，物點不能成為一個像點，而是一個圓面，在點的周圍環繞著一些越來越暗的環。這種圓面稱為衍射斑。它的角直徑和物鏡的口徑成反比，物鏡口徑越大，衍射斑越小，分辨本領就越高。這也是望遠鏡口徑越做越大的一個原因。另外，採用多孔徑干涉的辦法，也是提高分辨本領的一個重要途徑。

對於地面觀測來說，影響分辨本領的另一個重要因素是地球大氣歪曲了入射波面的形狀。由於大氣湍動，被歪曲的波面在不斷地變化著，使觀測到的星像模糊而又跳動。為了減小和消除這種影響，需要選擇天文寧靜度特別好的地方建造天文臺。發展中的斑點干涉測量和主動光學等技術，能在一定程度上消除大氣的影響。

此外，影響望遠鏡成像質量的各種誤差（如像差、加工誤差）、探測器的解析度(如底片的顆粒性)等，也都限制了觀測的分辨本領。如果對天體影象作大氣湍動、儀器誤差衍射斑的改正，有可能獲得清晰的影象。

擴充套件觀測波段

可見光輻射只是天體輻射波譜中很狹的一段。1931～1932年央斯基接收到來自天體的無線電波，從此開創了觀測天體射電輻射的新時代。射電望遠鏡的天線類似光學上的反射望遠鏡，常採用卡塞格林系統。無線電波的波長比可見光長得多，天線的口徑必須比工作波長大得多才有意義；另一方面，對天線表面形狀的精度要求仍然是工作波長的 1/8左右。因此，它的允許誤差比光學望遠鏡大得多，這使射電望遠鏡的口徑能做得比光學望遠鏡大得多。實際上射電望遠鏡天線的口徑常為幾米到幾十米。1973年，德意志聯邦共和國建成口徑 100米的可跟蹤拋物面天線，它可以工作到釐米波段，在跟蹤天體過程中，天線允許改變形狀，但保持與拋物面形狀的偏差不超過毫米量級。儘管天線的允許誤差比光學望遠鏡大得多，但建造這樣大的可跟蹤天線，在技術上的困難並不亞於建造大型光學望遠鏡。

衍射斑的大小與波長成正比，所以同樣孔徑的射電望遠鏡，其分辨本領比光學望遠鏡低得多。除增大孔徑外，提高射電望遠鏡分辨本領的更有效的方法是採用兩束波或多束波的干涉。基線越長，分辨本領越高。目前，甚長基線干涉儀的天線相距達到幾千公里，對緻密射電源的定位精度約可達千分之幾角秒。近年來為觀測射電源的精細結構，研製了綜合孔徑射電望遠鏡。

射電天文儀器的不斷改進，使射電天文學取得重大的成就。近四十年來天文學上最突出的觀測成果，大部分都是射電天文取得的。

第二次世界大戰後，高靈敏度的硫化鉛光電導探測器和其他紅外探測器的出現，促進了紅外觀測的蓬勃發展，為了降低噪聲，探測器普遍採取了致冷措施。用於收集紅外輻射的望遠鏡同收集可見光的反射望遠鏡相似，但為了降低噪聲，常採取使用小的副鏡、去掉遮光罩、進行鏡面鍍銀或金等措施。為了在很強的背景輻射中檢測出微弱的訊號，必須採用特殊的紅外調變技術。不過由於大氣吸收，地面觀測只能通過很少的幾個紅外“視窗”進行。

從四十年代起，人們利用高空氣球和火箭進行天文觀測，特別是從六十年代起利用人造衛星和各種空間探測器，在地球大氣外進行全波段的天文觀測。在紅外波段和紫外波段，也採用與可見光類似的反射望遠鏡。對於X射線、γ射線的探測，主要是應用核物理技術中的各種探測器。空間觀測不僅大大擴充套件了觀測的波段，而且克服了地面觀測中大氣的各種不良影響，因此，即使將光學望遠鏡傳送到空間去，進行可見光波段的觀測，也是很有意義的。

空間觀測雖然歷史很短，卻已取得許多重要成果。但空間儀器在重量、觀測時間和經費等方面都受到限制，因而在可以預期的時間內，並不能完全取代地面觀測儀器，而且要求有高水平的地面觀測儀器配合工作。

分類

用望遠鏡收集天體輻射的目的，在於測量天體輻射的方向（位置和運動）、輻射強度、輻射的偏振特性等。根據研究目的不同，天文儀器和方法大體上分為兩大類。

天體測量儀器和方法

一般天體測量儀器是測定天體（包括人造天體）的位置、自行、視差以及確定觀測站的地面位置。高精度的光學天體測量儀器的基本特點是：觀測處於特殊位置的天體和應用特殊的儀器結構。例如，專用於觀測子午圈天體的子午環和中星儀，前者並附有一個精密的度盤，用於天體位置的絕對測定。專用於觀測一定高度圈上天體的稜鏡等高儀、光電等高儀，利用稜鏡稜角的穩定性和水銀地平達到高精度的觀測結果。專用於觀測天頂區天體的照相天頂筒，利用水銀地平和精確旋轉 180°的辦法達到高精度的觀測結果。為了精確地測量大量天體的位置，用望遠鏡拍攝各天區的照片，利用位置已經過精密測定的天體，測量計算出其他天體的位置。人造衛星攝影機能拍攝各瞬間人造衛星相對於恆星位置的照片，並歸算出人造衛星的位置。天體測量的儀器和方法隨著新技術的發展而不斷髮生變化。由於鐳射技術的發展，利用鐳射對人造衛星和月球的測距精度已達到幾十釐米級以至幾釐米級。甚長基線干涉儀測量射電源位置的精度已達千分之幾角秒。由於大氣反常折射的影響，地面光學天體測量儀器的精度已接近極限，因此在人造衛星上進行空間天體測量，看來是天體測量儀器和方法發展的方向之一。

天體物理儀器和方法

主要用於對天體進行測光、分光和偏振測量。

對波段稍寬的輻射測量，稱為天體光度測量，所用儀器稱為光度計。光度測量可得到天體的視星等和色指數。由天體的已知視星等和距離，就可得知天體的絕對星等（見星等）；由色指數可換算出天體表面的色溫度。由絕對星等和色指數可定出恆星在赫羅圖上的位置。分析恆星色指數之差（色餘）可得知星際物質的分佈。天體輻射強度的迅速變化，反映天體上發生的許多特異現象，如食雙星等的掩食，造父變星等的脈動，新星與超新星等的爆發，耀星的活動和脈衝星的高速自轉等。這些都是天體物理學研究的重點。現已製成測量精度不低於 0.001星等的光電光度計。而快速光電光度計的時間常數已短到幾十毫秒。觀測的極限星等已達25等。

天體分光光度測量是為了研究天體輻射強度隨波長的變化。在望遠鏡的終端加上分光儀即可進行此種研究。用於獲得恆星和星雲等天體的光譜的儀器有：恆星攝譜儀、物端稜鏡、無縫攝譜儀、星雲攝譜儀等。用於獲得太陽光譜的儀器有太陽攝譜儀等。由於光柵刻制技術的進步，現代可見光分光儀器中的色散元件基本上都是光柵。光柵的寬度已能做得大到60釐米。對於 X射線，因其波長極短，採用晶體衍射光柵作色散元件。在紅外分光中，現在常用傅立葉變換分光儀，它記錄的是干涉儀光程差變化時干涉強度的變化，通過傅立葉變換的計算而獲得光譜。這種分光儀目前還應用於可見光區的太陽觀測。天體光譜的研究分為兩個方面：一是以測定波長為基礎的光譜分析，包括證認產生天體譜線的元素、對恆星光譜進行分類以及測定視向速度和偏振子線等；一是分光光度測量，包括測量天體的譜線輪廓和連續光譜的能量分佈。這些測量可以確定天體表面的化學成分（包括所含元素和它們的相對含量）、溫度、壓力、自轉、磁場等。

射電望遠鏡的接收機一般只能接收、傳輸和放大一定頻率範圍的射電訊號，其頻率寬度很窄，相當於光學中的單色光。因此，測量射電輻射強度的射電輻射計，相當於單色的光度計。射電頻譜儀或射電天文譜線接收機可測量射電源的頻譜和射電譜線。應用這些儀器已經觀測到星際中性氫的譜線和羥基分子等許多種星際分子的譜線，與光學觀測結果互相補充，對研究銀河系結構和星際物質的性質有很重要的意義。

對於X射線和γ射線，利用專門的儀器（如多通道脈衝幅度分析器和火花室）可獲得相當於光譜的 X射線能譜和γ射線能譜。它們是研究這些輻射產生機制的觀測依據。

天體物理研究的另一個重要方法是觀測天體的偏振，即電磁波電向量（或磁向量）的振動方向的取向。固體表面反射，微粒、分子和自由電子散射，磁場的作用，同步加速輻射，逆康普頓散射，軔致輻射等都具有偏振特性，所以偏振測量能揭示關於輻射源的許多性質。光學波段的偏振測量方法，類似光度測量，但必須用偏振光分析器和檢偏振器，它們和光度計結合構成偏振光度計。測量射電輻射偏振的儀器稱為射電偏振計。

根據研究物件來分，天體物理儀器可分為恆星儀器、太陽儀器等，它們都具有各自的特點。如大望遠鏡主要是用於研究恆星、星系的。在太陽儀器方面，由於太陽輻射很強，常用高色散的分光儀獲得太陽的高色散光譜，還用窄帶濾光器（如雙折射濾光器）構成色球望遠鏡，以獲得太陽單色像。

當前，無論是天體測量還是天體物理的儀器和方法，都廣泛採用電子計算機和自動控制技術，這不僅大大提高了觀測效率，也帶來一系列的質的變化。例如，太陽多通道磁像儀測量所得的訊號經電子計算機處理，能接近實時地顯示出磁場強度（見太陽光電磁像儀）；綜合孔徑射電望遠鏡和傅立葉變換分光儀，不是直接記錄天體的影象和光譜，而是測量與之相關的另一函式，然後通過電子計算機運算處理，求得所需的影象和光譜。用光電導星裝置或電子計算機控制大型望遠鏡，大大提高了它的跟蹤精度。在大型光學望遠鏡中，用電子計算機控制的地平式裝置，有取代赤道式裝置的趨勢。

參考書目

G. P. Kuiper ed.， Telescopes， Univ. of Chicago Press， Chicago，1960.

W. A. Hiltner， AstronomicalTechniques， Univ. of Chicago Press， Chicago， 1962.

L. Marton ed.， Methods of Experimental Physics，Vol.12 ，Part A， Academic Press， New York，1974.