天文學(xué)觀測(cè)方法一、天文學(xué)觀測(cè)方法概述

天文學(xué)觀測(cè)方法是人類探索宇宙、研究天體物理現(xiàn)象的重要手段。通過不同的觀測(cè)技術(shù)和設(shè)備，天文學(xué)家能夠獲取天體的光譜、圖像、射電信號(hào)等信息，進(jìn)而揭示宇宙的起源、演化以及各種天體的性質(zhì)和規(guī)律。本篇文檔將介紹幾種主要的天文學(xué)觀測(cè)方法，包括光學(xué)觀測(cè)、射電觀測(cè)、紅外觀測(cè)、紫外觀測(cè)和X射線觀測(cè)等，并闡述其基本原理、應(yīng)用領(lǐng)域和優(yōu)缺點(diǎn)。

二、光學(xué)觀測(cè)

光學(xué)觀測(cè)是天文學(xué)中最古老、最成熟的一種觀測(cè)方法，主要利用可見光波段（約400-700納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的輻射能量。光學(xué)觀測(cè)設(shè)備包括望遠(yuǎn)鏡、探測(cè)器、分光儀等，其主要特點(diǎn)是空間分辨率高、成像質(zhì)量好。

（一）望遠(yuǎn)鏡

望遠(yuǎn)鏡是光學(xué)觀測(cè)的核心設(shè)備，其基本原理是利用透鏡或反射鏡收集和聚焦天體的光線。根據(jù)光學(xué)系統(tǒng)的不同，望遠(yuǎn)鏡可分為折射式望遠(yuǎn)鏡和反射式望遠(yuǎn)鏡兩大類。

1.折射式望遠(yuǎn)鏡

折射式望遠(yuǎn)鏡利用凸透鏡將光線聚焦成像，具有結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、成像清晰等優(yōu)點(diǎn)。但折射式望遠(yuǎn)鏡也存在色差較大、體積龐大等缺點(diǎn)，因此逐漸被反射式望遠(yuǎn)鏡取代。

2.反射式望遠(yuǎn)鏡

反射式望遠(yuǎn)鏡利用凹面鏡將光線聚焦成像，具有沒有色差、口徑可以做得很大等優(yōu)點(diǎn)。根據(jù)主鏡形狀的不同，反射式望遠(yuǎn)鏡又可分為牛頓式望遠(yuǎn)鏡、卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡等。

（二）探測(cè)器

探測(cè)器是光學(xué)觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換光信號(hào)的關(guān)鍵部件。常見的探測(cè)器包括光電倍增管（PMT）、電荷耦合器件（CCD）等。

1.光電倍增管（PMT）

PMT是一種高靈敏度的光電探測(cè)器，其原理是利用光電效應(yīng)將光子轉(zhuǎn)換為電子，并通過倍增電路放大電子信號(hào)。PMT具有探測(cè)效率高、響應(yīng)速度快等優(yōu)點(diǎn)，但同時(shí)也存在暗電流大、功耗高等缺點(diǎn)。

2.電荷耦合器件（CCD）

CCD是一種固態(tài)光電探測(cè)器，其原理是將光電轉(zhuǎn)換后的電荷存儲(chǔ)在像素陣列中，并通過電子電路讀取電荷信號(hào)。CCD具有靈敏度高、動(dòng)態(tài)范圍寬、噪聲低等優(yōu)點(diǎn)，已成為現(xiàn)代光學(xué)觀測(cè)的主要探測(cè)器。

（三）分光儀

分光儀是光學(xué)觀測(cè)中用于分析天體光譜的設(shè)備，其原理是將天體的光束分解為不同波長(zhǎng)的光譜線，進(jìn)而研究天體的化學(xué)成分、溫度、密度等物理性質(zhì)。常見的分光儀包括光柵分光儀和棱鏡分光儀等。

三、射電觀測(cè)

射電觀測(cè)是利用射電望遠(yuǎn)鏡接收天體射電波段的電磁輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。射電望遠(yuǎn)鏡具有波束窄、靈敏度高等優(yōu)點(diǎn)，能夠觀測(cè)到光學(xué)望遠(yuǎn)鏡無法觀測(cè)的天體。

（一）射電望遠(yuǎn)鏡

射電望遠(yuǎn)鏡主要由天線、接收機(jī)、信號(hào)處理系統(tǒng)等組成。根據(jù)天線結(jié)構(gòu)的不同，射電望遠(yuǎn)鏡可分為孔徑望遠(yuǎn)鏡、陣列望遠(yuǎn)鏡等。

1.孔徑望遠(yuǎn)鏡

孔徑望遠(yuǎn)鏡利用單個(gè)大型天線收集射電信號(hào)，具有結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、易于實(shí)現(xiàn)等優(yōu)點(diǎn)。但孔徑望遠(yuǎn)鏡的分辨率受天線孔徑的限制，因此通常采用拼接技術(shù)來提高分辨率。

2.陣列望遠(yuǎn)鏡

陣列望遠(yuǎn)鏡由多個(gè)小型天線組成，通過合成信號(hào)來提高分辨率。常見的陣列望遠(yuǎn)鏡包括甚大基線干涉測(cè)量（VLBI）系統(tǒng)和射電陣天線（如LOFAR、SKA等）。

（二）接收機(jī)

接收機(jī)是射電望遠(yuǎn)鏡中用于接收和放大射電信號(hào)的關(guān)鍵部件。射電接收機(jī)通常采用超外差接收機(jī)或低噪聲放大器（LNA）等，以實(shí)現(xiàn)高靈敏度和低噪聲性能。

四、紅外觀測(cè)

紅外觀測(cè)是利用紅外波段（約1-1000微米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的紅外輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。紅外觀測(cè)能夠觀測(cè)到光學(xué)望遠(yuǎn)鏡無法觀測(cè)的天體，如行星、恒星形成區(qū)等。

（一）紅外探測(cè)器

紅外探測(cè)器是紅外觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換紅外輻射的關(guān)鍵部件。常見的紅外探測(cè)器包括光子探測(cè)器和非光子探測(cè)器。

1.光子探測(cè)器

光子探測(cè)器利用光子與物質(zhì)相互作用產(chǎn)生的電信號(hào)來探測(cè)紅外輻射，常見的光子探測(cè)器包括紅外光電二極管、熱釋電探測(cè)器等。

2.非光子探測(cè)器

非光子探測(cè)器不依賴于光子與物質(zhì)相互作用產(chǎn)生的電信號(hào)，而是通過探測(cè)紅外輻射引起的物理性質(zhì)變化來探測(cè)紅外輻射，常見的非光子探測(cè)器包括熱敏電阻、熱釋電探測(cè)器等。

（二）紅外望遠(yuǎn)鏡

紅外望遠(yuǎn)鏡通常采用反射式望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)，以避免透鏡材料吸收紅外輻射。常見的紅外望遠(yuǎn)鏡包括詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）、哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的紅外通道等。

五、紫外觀測(cè)

紫外觀測(cè)是利用紫外波段（約10-400納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的紫外輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。紫外觀測(cè)能夠提供天體高溫等離子體、電離氣體等物理性質(zhì)的重要信息。

（一）紫外探測(cè)器

紫外探測(cè)器是紫外觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換紫外輻射的關(guān)鍵部件。常見的紫外探測(cè)器包括光電倍增管（PMT）、電荷耦合器件（CCD）等。

（二）紫外望遠(yuǎn)鏡

紫外望遠(yuǎn)鏡通常采用空間望遠(yuǎn)鏡形式，以避免地球大氣對(duì)紫外輻射的吸收。常見的紫外望遠(yuǎn)鏡包括哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的紫外通道、歐空局的天文衛(wèi)星等。

六、X射線觀測(cè)

X射線觀測(cè)是利用X射線波段（約0.01-10納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的X射線輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。X射線觀測(cè)能夠提供天體高能物理過程的重要信息，如黑洞、中子星等。

（一）X射線探測(cè)器

X射線探測(cè)器是X射線觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換X射線輻射的關(guān)鍵部件。常見的X射線探測(cè)器包括微孔板探測(cè)器、位敏正比計(jì)數(shù)器等。

（二）X射線望遠(yuǎn)鏡

X射線望遠(yuǎn)鏡通常采用空間望遠(yuǎn)鏡形式，以避免地球大氣對(duì)X射線輻射的吸收。常見的X射線望遠(yuǎn)鏡包括錢德拉X射線天文臺(tái)、XMM-牛頓等。

天文學(xué)觀測(cè)方法多種多樣，每種方法都有其獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)和應(yīng)用領(lǐng)域。通過不斷發(fā)展和創(chuàng)新觀測(cè)技術(shù)，天文學(xué)家能夠獲取更多關(guān)于宇宙的信息，推動(dòng)天文學(xué)研究的深入發(fā)展。

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三、射電觀測(cè)(Expanded)

射電觀測(cè)是天文學(xué)探索宇宙的重要手段之一，它利用特制的射電望遠(yuǎn)鏡接收來自天體的無線電波（射電），這些波長(zhǎng)通常在幾毫米到幾米之間。與可見光觀測(cè)不同，射電觀測(cè)可以在全天候、全天時(shí)進(jìn)行，不受光學(xué)天文學(xué)中大氣散射和吸收的限制，能夠探測(cè)到宇宙中溫度極低、亮度不高但規(guī)模龐大的天體和現(xiàn)象。

（一）射電望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

射電望遠(yuǎn)鏡的核心任務(wù)是將來自宇宙的微弱射電信號(hào)收集起來并加以聚焦。其基本組成部分通常包括：

1.天線系統(tǒng)(AntennaSystem):負(fù)責(zé)收集空間中的電磁波。天線的設(shè)計(jì)和類型多樣，根據(jù)工作波長(zhǎng)和觀測(cè)目標(biāo)的不同而變化。

單天線望遠(yuǎn)鏡(Single-DishTelescope):這是最基本的形式，像一個(gè)巨大的“鍋”。通過調(diào)整天線的指向，使其主瓣對(duì)準(zhǔn)目標(biāo)天體。其優(yōu)點(diǎn)是結(jié)構(gòu)相對(duì)簡(jiǎn)單，成本較低（對(duì)于特定口徑而言），且能同時(shí)接收所有方向的信息。缺點(diǎn)是分辨率受限于天線本身的物理尺寸（根據(jù)瑞利判據(jù)，分辨率大致與波長(zhǎng)/天線直徑成正比），且難以同時(shí)觀測(cè)多個(gè)目標(biāo)。大型單天線望遠(yuǎn)鏡，如著名的阿雷西博射電望遠(yuǎn)鏡（雖已部分停用，但仍是重要范例），能對(duì)特定區(qū)域進(jìn)行深度探測(cè)。

天線陣列(AntennaArray):由多個(gè)天線單元組成，這些單元可以緊密排列或分布在不同地點(diǎn)。通過精確測(cè)量各天線單元接收到的信號(hào)之間的相位差（干涉測(cè)量法），可以合成一個(gè)具有極高方向性的虛擬“孔徑”，從而實(shí)現(xiàn)遠(yuǎn)超單個(gè)天線分辨率的觀測(cè)。陣列的優(yōu)勢(shì)在于極高的空間分辨率，可以“看到”更精細(xì)的細(xì)節(jié)。陣列的規(guī)模越大，分辨率通常越高。著名的實(shí)例包括：

甚大基線干涉測(cè)量(VeryLargeBaselineInterferometry,VLBI):VLBI利用分布在地球不同地理位置的射電望遠(yuǎn)鏡組成陣列。通過同步記錄來自遙遠(yuǎn)天體的射電信號(hào)，并利用精確的全球定位系統(tǒng)（GPS）數(shù)據(jù)來測(cè)定各望遠(yuǎn)鏡間的基線距離（即它們之間的物理距離），再進(jìn)行信號(hào)干涉處理。VLBI可以達(dá)到角秒甚至毫角秒級(jí)別的驚人分辨率，足以“看清”遙遠(yuǎn)星系中心的超大質(zhì)量黑洞、類星體噴流等精細(xì)結(jié)構(gòu)。其數(shù)據(jù)處理極為復(fù)雜，需要強(qiáng)大的計(jì)算能力。

綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡(SyntheticApertureRadioTelescope,SART):如毛伊基綜合孔徑望遠(yuǎn)鏡（MauiSpacePenetratingTelescope,MSP,原名SPT）或平方公里陣列（SquareKilometreArray,SKA-正在建設(shè)和未來規(guī)劃中）。這類望遠(yuǎn)鏡通常由大量小型天線單元組成，通過電子方式合成一個(gè)等效于物理孔徑非常大的望遠(yuǎn)鏡。它們結(jié)合了單天線的高時(shí)間分辨率（能快速跟蹤天體）和陣列的高空間分辨率，特別適合觀測(cè)快速變化的天體或進(jìn)行全天空巡天。

低頻陣列(LowFrequencyArray,LOFAR):專注于觀測(cè)射電頻段較低的無線電波，這些波長(zhǎng)遠(yuǎn)比可見光波長(zhǎng)長(zhǎng)，可以穿透地球磁層和星際介質(zhì)，提供獨(dú)特的觀測(cè)視角。

2.接收機(jī)系統(tǒng)(ReceiverSystem):安裝在天線后，負(fù)責(zé)接收天線收集到的微弱無線電信號(hào)，并將其轉(zhuǎn)換為可供處理的電信號(hào)。射電接收機(jī)需要在極低的噪聲環(huán)境下工作，以探測(cè)來自宇宙深處的微弱信號(hào)。通常包含低噪聲放大器（LNA）以在靠近天線處首先放大信號(hào)，并經(jīng)過下變頻電路將高頻信號(hào)轉(zhuǎn)換為中頻或低頻信號(hào)。

3.信號(hào)處理系統(tǒng)(SignalProcessingSystem):對(duì)接收機(jī)輸出的信號(hào)進(jìn)行數(shù)字化、濾波、存儲(chǔ)和分析。現(xiàn)代射電望遠(yuǎn)鏡廣泛使用數(shù)字信號(hào)處理技術(shù)，可以通過快速傅里葉變換（FFT）等方法實(shí)現(xiàn)信號(hào)的頻率分解（譜分析），以研究天體的射電譜。對(duì)于干涉測(cè)量系統(tǒng)，還需要復(fù)雜的校準(zhǔn)和數(shù)據(jù)處理流程，以精確相加來自不同天線的信號(hào)，合成圖像或獲取干涉測(cè)量數(shù)據(jù)。

（二）接收機(jī)(Expanded)

接收機(jī)是射電望遠(yuǎn)鏡的心臟，其性能直接決定了望遠(yuǎn)鏡的靈敏度（能探測(cè)到多弱的信號(hào)）和動(dòng)態(tài)范圍（能同時(shí)處理多強(qiáng)的信號(hào)而不飽和）。關(guān)鍵指標(biāo)包括噪聲溫度（衡量接收系統(tǒng)內(nèi)部產(chǎn)生的噪聲大小，越低越好）和工作頻率。

1.超外差接收機(jī)(SuperheterodyneReceiver):這是射電接收機(jī)中最常用的類型。其基本原理是將接收到的射頻（RF）信號(hào)通過混頻器轉(zhuǎn)換到一個(gè)固定的中頻（IF），然后在中頻進(jìn)行放大和濾波，最后再通過混頻器將信號(hào)轉(zhuǎn)換到基帶（零頻率）進(jìn)行最終處理。超外差接收機(jī)具有結(jié)構(gòu)相對(duì)穩(wěn)定、選擇性好、易于實(shí)現(xiàn)多通道同時(shí)接收等優(yōu)點(diǎn)。

2.低噪聲放大器(LowNoiseAmplifier,LNA):安裝在靠近天線的位置，其核心作用是在不顯著增加信號(hào)噪聲的前提下，盡可能大地放大微弱的射頻信號(hào)。由于天線本身會(huì)引入噪聲（天線溫度），LNA的噪聲性能至關(guān)重要，通常用等效噪聲溫度（NoiseFigure）來衡量。一個(gè)優(yōu)秀的LNA能有效降低整個(gè)接收系統(tǒng)的噪聲水平，從而探測(cè)到更暗弱的天體。LNA的設(shè)計(jì)需要考慮工作頻率、功耗、增益和物理尺寸等因素。

3.熱噪聲和散粒噪聲:接收機(jī)內(nèi)部的所有電子元件都會(huì)產(chǎn)生熱噪聲（約翰遜-奈奎斯特噪聲）和散粒噪聲（Shotnoise）。這些內(nèi)部噪聲限制了望遠(yuǎn)鏡能探測(cè)到的最低信號(hào)強(qiáng)度。設(shè)計(jì)高性能接收機(jī)的主要挑戰(zhàn)之一就是盡可能降低這些內(nèi)部噪聲。

4.寬帶和窄帶接收:根據(jù)觀測(cè)需求，接收機(jī)可以是寬帶的（接收很寬頻率范圍的信號(hào)，常用于快速掃描或全頻段巡天）或窄帶的（只接收一個(gè)很窄頻率范圍的信號(hào)，常用于對(duì)特定譜線或源的精細(xì)研究）。帶寬和接收機(jī)性能（如噪聲溫度、線性度）之間通常存在權(quán)衡。

射電觀測(cè)憑借其獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)，在天文學(xué)領(lǐng)域扮演著不可或缺的角色，例如：

測(cè)量宇宙距離和膨脹速率:通過觀測(cè)宇宙微波背景輻射（CMB）或類星體的射電譜線（如21厘米氫譜線），研究宇宙的起源和演化。

研究恒星和行星系統(tǒng):觀測(cè)恒星形成區(qū)的分子云、年輕恒星周圍的塵埃盤以及系外行星的射電信號(hào)。

探索超新星遺跡和脈沖星:射電望遠(yuǎn)鏡是發(fā)現(xiàn)和研究脈沖星的主要工具，也能探測(cè)到超新星爆發(fā)后留下的射電輻射。

尋找地外文明(SETI):射電天文學(xué)家通過監(jiān)聽來自太空的特定模式信號(hào)，嘗試尋找可能存在的地外智慧生命的跡象。

全天巡天:對(duì)整個(gè)天空進(jìn)行系統(tǒng)性掃描，發(fā)現(xiàn)新的射電源、重復(fù)脈沖星、快速射電暴（FRB）等瞬變現(xiàn)象。

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四、紅外觀測(cè)(Expanded)

紅外觀測(cè)利用天體發(fā)出的紅外輻射（波長(zhǎng)比可見光長(zhǎng)）來研究宇宙。許多天體或宇宙現(xiàn)象發(fā)出的可見光被星際塵埃吸收或散射，但紅外輻射可以穿透這些塵埃，因此紅外觀測(cè)為我們提供了一種“看見”被遮擋天體的關(guān)鍵途徑，尤其對(duì)于研究星云、行星和早期宇宙至關(guān)重要。

（一）紅外探測(cè)器(Expanded)

紅外探測(cè)器負(fù)責(zé)將接收到的紅外輻射能量轉(zhuǎn)換為可測(cè)量的電信號(hào)。由于紅外輻射與物質(zhì)相互作用較弱，探測(cè)器的性能要求極高，尤其是在低溫環(huán)境下工作以減少自身產(chǎn)生的噪聲。常見的紅外探測(cè)器類型基于不同的物理原理：

1.光子探測(cè)器(PhotonicDetectors):這些探測(cè)器直接由入射光子激發(fā)產(chǎn)生電信號(hào)。

光電二極管(Photodiode)和熱釋電探測(cè)器(PyroelectricDetector):在近紅外波段較為常用。它們結(jié)構(gòu)相對(duì)簡(jiǎn)單，響應(yīng)速度快，但靈敏度通常不如制冷型探測(cè)器。

光子晶體探測(cè)器(PhotonicCrystalDetectors):一種新型探測(cè)器，利用光子晶體對(duì)特定波長(zhǎng)的紅外光具有高度吸收的特性，實(shí)現(xiàn)高靈敏度和高響應(yīng)率。

溫差探測(cè)器(Thermopile)和熱電探測(cè)器(ThermoelectricDetector):通過測(cè)量紅外輻射引起的熱電偶產(chǎn)生的溫差電壓來工作。這類探測(cè)器結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、堅(jiān)固耐用、可在室溫下工作，但響應(yīng)速度慢，靈敏度相對(duì)較低。

2.非光子探測(cè)器(Non-PhotonicDetectors/Thermometers):這些探測(cè)器不直接探測(cè)光子，而是測(cè)量紅外輻射引起的溫度變化或其他物理量變化。

雪崩光電二極管(AvalanchePhotodiode,APD):在近紅外和部分中紅外波段有應(yīng)用，通過內(nèi)部光電效應(yīng)和雪崩倍增來放大信號(hào)，具有較高的內(nèi)部增益和靈敏度。

微測(cè)輻射熱計(jì)(Microbolometer):這是目前最主流的中遠(yuǎn)紅外探測(cè)器。它是一個(gè)極小的、對(duì)紅外輻射非常敏感的電阻元件（通常是鉭、硅或氮化鎵材料）。當(dāng)紅外輻射照射到微測(cè)輻射熱計(jì)上時(shí)，其溫度會(huì)輕微升高，導(dǎo)致電阻值發(fā)生變化。通過精確測(cè)量這個(gè)電阻變化（通常是利用惠斯通電橋電路），可以間接測(cè)量入射的紅外功率。微測(cè)輻射熱計(jì)需要在極低溫下工作（通常通過稀釋制冷機(jī)實(shí)現(xiàn)，可達(dá)毫開爾文量級(jí)），以大大降低其自身因熱噪聲引起的信號(hào)，從而實(shí)現(xiàn)極高的靈敏度。其優(yōu)點(diǎn)是像素可以做得非常小，便于制造大型紅外陣列。

（二）紅外望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

紅外望遠(yuǎn)鏡需要將來自遙遠(yuǎn)天體的微弱紅外輻射收集并聚焦到探測(cè)器上。由于紅外輻射容易與大氣中的水蒸氣、二氧化碳等氣體發(fā)生吸收和散射，地面紅外觀測(cè)通常面臨嚴(yán)峻挑戰(zhàn)。因此，許多重要的紅外天文觀測(cè)是在空間進(jìn)行的。

1.地面紅外望遠(yuǎn)鏡:盡管存在大氣限制，地面紅外望遠(yuǎn)鏡仍在不斷發(fā)展。為了減少大氣影響，通常需要：

選址:在高海拔、干燥、空氣穩(wěn)定的地點(diǎn)建造望遠(yuǎn)鏡，如智利的阿塔卡馬沙漠。

自適應(yīng)光學(xué)(AdaptiveOptics,AO):通過快速調(diào)整光學(xué)元件的形狀來補(bǔ)償大氣擾動(dòng)對(duì)光波相位的影響，顯著提高成像分辨率（盡管對(duì)紅外光的補(bǔ)償效果不如可見光）。

開敞式望遠(yuǎn)鏡和真空罩:望遠(yuǎn)鏡的主鏡通常暴露在真空中，以減少大氣和望遠(yuǎn)鏡自身熱輻射的影響。但望遠(yuǎn)鏡的其他部分仍需在罩內(nèi)以維持真空環(huán)境。

制冷系統(tǒng):望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)元件和探測(cè)器都需要被動(dòng)或主動(dòng)地冷卻到極低溫度（幾十開爾文甚至更低），以最大限度降低自身紅外輻射，避免淹沒來自天體的微弱信號(hào)。

2.空間紅外望遠(yuǎn)鏡:這是獲取高質(zhì)量紅外觀測(cè)數(shù)據(jù)的最有效途徑?？臻g望遠(yuǎn)鏡完全處于外太空，遠(yuǎn)離地球大氣層，可以無阻礙地觀測(cè)整個(gè)紅外波段，尤其是被大氣嚴(yán)重吸收的遠(yuǎn)紅外波段。

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(HubbleSpaceTelescope,HST):雖然哈勃的主要觀測(cè)窗口在紫外和可見光波段，但其配備的暗天體相機(jī)（WFC3）和先進(jìn)巡天相機(jī)（ACS）也包含紅外通道，用于觀測(cè)行星、恒星形成區(qū)等。

斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡(SpitzerSpaceTelescope):這是專門為紅外天文學(xué)設(shè)計(jì)的空間望遠(yuǎn)鏡，擁有廣域紅外相機(jī)（IRAC）和紅外成像光譜儀（IRS）。斯皮策極大地推動(dòng)了我們?cè)谛行切纬伞⑿窃平Y(jié)構(gòu)和早期宇宙等方面的認(rèn)識(shí)，直至其制冷系統(tǒng)耗盡于2013年。

詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡(JamesWebbSpaceTelescope,JWST):這是目前最強(qiáng)大的紅外空間望遠(yuǎn)鏡。JWST采用巨大的分段式可展開主鏡，工作在更遠(yuǎn)的紅外波段（覆蓋從近紅外到中紅外的MIR和WFC3/IRIS光譜儀覆蓋的紅外觀測(cè)），并且擁有極其敏感的探測(cè)器。其強(qiáng)大的紅外觀測(cè)能力使其能夠穿透塵埃觀測(cè)原恒星和行星盤，探測(cè)早期星系和系外行星的大氣成分。

紅外觀測(cè)的主要應(yīng)用包括：

研究恒星和行星系統(tǒng):探測(cè)被行星盤遮擋的年輕恒星，分析系外行星的大氣光譜。

觀測(cè)星際介質(zhì):穿透彌漫的星際塵埃，觀測(cè)恒星形成區(qū)（HII區(qū)）和分子云。

探索星系形成和演化:觀測(cè)遙遠(yuǎn)星系的塵埃發(fā)射，研究星系合并和活動(dòng)星系核（AGN）。

探測(cè)早期宇宙:紅外觀測(cè)是研究宇宙大爆炸后早期形成的星系和結(jié)構(gòu)的關(guān)鍵工具，因?yàn)橛钪媾蛎泴?dǎo)致這些天體的光被顯著紅移到紅外波段。

天體物理光譜學(xué):利用紅外譜線研究天體的溫度、密度、化學(xué)成分和運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。

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五、紫外觀測(cè)(Expanded)

紫外觀測(cè)利用天體發(fā)出的紫外輻射（波長(zhǎng)比可見光短）來研究宇宙。紫外波段的天文觀測(cè)通常需要借助空間望遠(yuǎn)鏡，因?yàn)榈厍虼髿鈱又械某粞鯇訒?huì)強(qiáng)烈吸收大部分來自太陽(yáng)系外天體的紫外輻射，使得地面觀測(cè)幾乎不可能。

（一）紫外探測(cè)器(Expanded)

紫外探測(cè)器需要具備極高的靈敏度、快速的時(shí)間響應(yīng)和良好的光譜分辨率，以應(yīng)對(duì)紫外輻射的特點(diǎn)。常見的紫外探測(cè)器類型包括：

1.光電倍增管(PhotomultiplierTube,PMT):PMT是早期和經(jīng)典的紫外探測(cè)器，利用光電效應(yīng)將入射的紫外光子轉(zhuǎn)換為電子，并通過一個(gè)多級(jí)倍增系統(tǒng)將電子信號(hào)放大到可測(cè)量的水平。PMT具有極高的靈敏度（量子效率高）和良好的時(shí)間分辨率，曾是空間紫外天文臺(tái)（如IUE、HST的暗天體相機(jī)早期版本）的核心探測(cè)器。但其體積大、功耗高、易碎且需要高壓供電，限制了其在現(xiàn)代空間望遠(yuǎn)鏡中的應(yīng)用。

2.微通道板光電倍增管(MicrochannelPlatePhotomultiplierTube,MCP-PMT):MCP-PMT是PMT的一種改進(jìn)型，將傳統(tǒng)的級(jí)聯(lián)倍增電極結(jié)構(gòu)替換為一個(gè)由成千上萬(wàn)個(gè)微小通道組成的玻璃板。電子在通道中經(jīng)過多次碰撞倍增，提高了探測(cè)效率和速度，同時(shí)減小了尺寸和重量。MCP-PMT仍在一些需要高速或高分辨率紫外成像的應(yīng)用中使用。

3.電荷耦合器件(Charge-CoupledDevice,CCD):雖然CCD最初是為可見光設(shè)計(jì)的，但通過采用特定的制造工藝和冷卻技術(shù)，可以使其對(duì)紫外波段敏感。現(xiàn)代紫外CCD具有高分辨率、大動(dòng)態(tài)范圍、可存儲(chǔ)圖像數(shù)據(jù)等優(yōu)點(diǎn)。通過覆蓋特定的濾光片，可以選擇性地讓紫外光或可見光中的紫外部分到達(dá)CCD。為了抑制CCD本身的熱噪聲，紫外CCD必須工作在極低溫下（例如液氮或杜瓦瓶冷卻）。紫外CCD是現(xiàn)代空間紫外望遠(yuǎn)鏡（如哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的暗天體相機(jī)和先進(jìn)巡天相機(jī)，以及歐空局的赫歇爾空間望遠(yuǎn)鏡、蓋亞望遠(yuǎn)鏡等）的主要成像探測(cè)器。

（二）紫外望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

由于大氣吸收的限制，紫外觀測(cè)幾乎完全依賴于空間望遠(yuǎn)鏡。這些望遠(yuǎn)鏡通常具備以下特點(diǎn)：

1.高軌道高度:望遠(yuǎn)鏡位于地球大氣層之上，避開臭氧層的吸收。典型的軌道高度在幾百到一千公里。

2.先進(jìn)的紫外光學(xué)系統(tǒng):紫外光在真空中傳播時(shí)會(huì)發(fā)生顯著的色散（不同波長(zhǎng)的光偏折角度不同），因此紫外望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)系統(tǒng)需要進(jìn)行精密的校正，以獲得良好的成像質(zhì)量或光譜分辨率。反射式光學(xué)系統(tǒng)（如拋物面鏡或雙曲面鏡）常用于紫外望遠(yuǎn)鏡。

3.高效的紫外透鏡/濾光片系統(tǒng):為了只接收感興趣的紫外波段，望遠(yuǎn)鏡通常配備精密的濾光片系統(tǒng)，允許紫外光通過，同時(shí)阻擋可見光和紅外光。濾光片的選擇取決于具體的觀測(cè)目標(biāo)和研究目的。

4.探測(cè)器冷卻系統(tǒng):如前所述，為了最大限度地減少探測(cè)器自身產(chǎn)生的熱噪聲，紫外探測(cè)器必須被冷卻到非常低的溫度。這通常通過將探測(cè)器放置在杜瓦瓶中，并使用液氮或更先進(jìn)的制冷機(jī)來實(shí)現(xiàn)。

5.高指向精度和穩(wěn)定性:為了精確指向和跟蹤快速移動(dòng)的天體，空間紫外望遠(yuǎn)鏡需要具備高精度的姿態(tài)控制系統(tǒng)和穩(wěn)定平臺(tái)。

著名的空間紫外望遠(yuǎn)鏡包括：

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(HubbleSpaceTelescope,HST):HST配備了多種紫外/可見光成像和光譜儀器（如暗天體相機(jī)WFC3/ACS、空間望遠(yuǎn)鏡成像光譜儀STIS、宇宙起源光譜儀COS），在紫外波段取得了里程碑式的觀測(cè)成果，揭示了星系盤、星云結(jié)構(gòu)、恒星演化、活動(dòng)星系核等多個(gè)領(lǐng)域的奧秘。

國(guó)際紫外探險(xiǎn)者(InternationalUltravioletExplorer,IUE):這是第一個(gè)專門用于紫外天文觀測(cè)的空間望遠(yuǎn)鏡，在1983年至1992年間運(yùn)行，為后來的哈勃等任務(wù)奠定了基礎(chǔ)。

歐空局的赫歇爾空間望遠(yuǎn)鏡(HerschelSpaceObservatory):雖然赫歇爾主要是一個(gè)紅外望遠(yuǎn)鏡，但其攜帶的遠(yuǎn)紫外和極遠(yuǎn)紫外光譜儀（FUVSI,PEPSI）使其也具備重要的紫外觀測(cè)能力，專注于研究極熱氣體和早期宇宙。

蓋亞望遠(yuǎn)鏡(Gaia):歐空局的任務(wù)，其主要任務(wù)是進(jìn)行高精度的恒星三角視差測(cè)量，但其攜帶的UVOS（紫外和光學(xué)光譜儀）也對(duì)恒星和行星的紫外光譜進(jìn)行了觀測(cè)。

紫外觀測(cè)的主要科學(xué)目標(biāo)包括：

研究極高溫天體:觀測(cè)恒星（特別是O型和B型星）、Wolf-Rayet星、超新星遺跡、X射線binaries中的高溫等離子體。

探索星系結(jié)構(gòu)和演化:分析星系核、星系盤和暈中的紫外發(fā)射線（如氫Lymanα線、電離氦），研究年輕恒星的分布和形成。

觀測(cè)行星大氣:分析系外行星和太陽(yáng)系內(nèi)行星（如木星、土星）的紫外光譜，探測(cè)其大氣成分（如臭氧、甲烷）、云層結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)。

研究星際介質(zhì):探測(cè)電離氫區(qū)（HIIregions）、分子云中的紫外吸收線和發(fā)射線，理解宇宙化學(xué)演化和恒星反饋過程。

觀測(cè)早期宇宙:紫外波段對(duì)應(yīng)著早期宇宙中星系和結(jié)構(gòu)形成的劇烈階段，觀測(cè)紫外背景輻射或高紅移紫外源有助于理解宇宙的起源和演化。

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六、X射線觀測(cè)(Expanded)

X射線觀測(cè)是天文學(xué)中探測(cè)宇宙中最極端物理?xiàng)l件（如超高溫度、強(qiáng)引力場(chǎng)、高能量粒子）的關(guān)鍵手段。天體發(fā)出的X射線通常來自溫度極高（>10^6K）的等離子體、加速到接近光速的電子（同步輻射）或粒子湮滅過程。由于地球大氣層會(huì)幾乎完全吸收X射線，X射線天文觀測(cè)必須從空間進(jìn)行。

（一）X射線探測(cè)器(Expanded)

X射線探測(cè)器需要能夠探測(cè)到能量極高的光子，并將其能量或位置信息轉(zhuǎn)換為可測(cè)量的電信號(hào)。由于X射線光子能量高，穿透力強(qiáng)，探測(cè)器必須具備高效率、高能量分辨率和良好的空間/時(shí)間分辨率。常見的X射線探測(cè)器類型有：

1.軔致輻射探測(cè)器(BremstrahlungDetectors):這類探測(cè)器的工作原理是利用入射X射線光子與探測(cè)器材料相互作用產(chǎn)生的軔致輻射（二次電子被減速時(shí)發(fā)出的X射線）或直接產(chǎn)生的電離效應(yīng)來探測(cè)信號(hào)。

正比計(jì)數(shù)器(ProportionalCounter,PC):X射線光子進(jìn)入充滿低壓惰性氣體（如氙）的管狀探測(cè)器，與氣體原子碰撞產(chǎn)生電離電子對(duì)。這些電子在強(qiáng)電場(chǎng)作用下被加速，進(jìn)一步碰撞產(chǎn)生更多的電子（雪崩效應(yīng)），最終形成可測(cè)量的電脈沖。PC對(duì)寬能段的X射線有較好的探測(cè)效率，但能量分辨率相對(duì)較低。

微孔板探測(cè)器(MicrochannelPlate,MCP):由大量微小的玻璃通道組成。當(dāng)X射線光子或高速電子撞擊MCP表面時(shí)，在通道內(nèi)產(chǎn)生二次電子。這些電子在通道內(nèi)經(jīng)歷多次MCP與二次電子倍增，最終形成一個(gè)大電流脈沖。MCP具有極高的位置分辨率和快速的時(shí)間響應(yīng)，是X射線天文學(xué)中實(shí)現(xiàn)高分辨率成像（如空間望遠(yuǎn)鏡的X射線相機(jī)）的關(guān)鍵技術(shù)。

火花室(SparkChamber)和閃爍計(jì)數(shù)器(ScintillationCounter):閃爍計(jì)數(shù)器使用一種能吸收X射線光子并發(fā)出可見光閃爍的晶體材料（如鈉碘閃爍體NaI(Tl)用于低能X射線，或更高效的固態(tài)碘化銫CsI(Tl)）。光電倍增管測(cè)量閃爍光，轉(zhuǎn)換為電信號(hào)?；鸹ㄊ覄t通過測(cè)量粒子穿過時(shí)產(chǎn)生的電火花來工作。

2.直接相互作用探測(cè)器(DirectInteractionDetectors):這類探測(cè)器使入射X射線光子直接與探測(cè)器材料（通常是半導(dǎo)體）的原子相互作用，產(chǎn)生可探測(cè)的信號(hào)。

半導(dǎo)體探測(cè)器(SemiconductorDetectors):如硅漂移室（Si-Detector）、鍺正比計(jì)數(shù)器（Ge-PN）和鎘鋅硫（CdZnTe）探測(cè)器。半導(dǎo)體材料對(duì)X射線光子的吸收效率高，相互作用產(chǎn)生的電荷電子對(duì)數(shù)量多，且電子擴(kuò)散小。這使得半導(dǎo)體探測(cè)器具有很高的能量分辨率（可達(dá)幾個(gè)電子伏特），可以精確測(cè)量X射線光子的能量，并具有較好的空間分辨率。Ge-PN探測(cè)器（通常冷卻到液氮溫度）是高能X射線光譜學(xué)（能譜）研究的利器。CdZnTe探測(cè)器工作在室溫或較低溫度下，具有堅(jiān)固耐用、能量分辨率好等優(yōu)點(diǎn)，常用于X射線望遠(yuǎn)鏡的成像和光譜通道。

（二）X射線望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

X射線望遠(yuǎn)鏡的核心挑戰(zhàn)在于如何將來自天體的、發(fā)散度很大的X射線光束聚焦到一個(gè)小的探測(cè)器區(qū)域上。由于X射線的波長(zhǎng)遠(yuǎn)小于可見光波長(zhǎng)，無法使用常規(guī)的光學(xué)透鏡（會(huì)嚴(yán)重吸收X射線）。X射線只能被反射，且只有在掠射入射（入射角接近90度）時(shí)才能發(fā)生有意義的反射。因此，X射線望遠(yuǎn)鏡通常采用反射式光學(xué)系統(tǒng)。

1.反射式光學(xué)系統(tǒng)原理:利用grazingincidence（掠射）反射。當(dāng)X射線光子以很小的入射角掠射到理想的光滑鏡面（通常鍍有高反射率的金屬材料，如金或鋁）時(shí)，會(huì)遵循類光的反射定律，被反射到一個(gè)特定的角度。通過精確設(shè)計(jì)鏡面的曲率（通常是旋轉(zhuǎn)拋物面或雙曲面），可以將來自特定方向、以特定掠射角入射的X射線光子聚焦到望遠(yuǎn)鏡的焦點(diǎn)處。

2.聚焦方式:

點(diǎn)聚焦望遠(yuǎn)鏡(Point-FocusingTelescope):采用單一的、大尺寸的反射鏡陣列或曲面反射鏡，將來自天體的X射線聚焦成點(diǎn)狀像。這類望遠(yuǎn)鏡可以獲得較高的空間分辨率，但通?？讖捷^小，集光能力有限。例如，錢德拉X射線天文臺(tái)的望遠(yuǎn)鏡。

成像望遠(yuǎn)鏡(ImagingTelescope):通常使用多塊小型反射鏡（稱為“反射鏡片”或“鏡格”，MirrorShells/Modules）沿拋物線或雙曲線焦線排列，形成“疊瓦”結(jié)構(gòu)。每個(gè)鏡片將來自同一方向、以相似掠射角入射的X射線聚焦到焦平面上的同一行（或列）。所有鏡片的焦點(diǎn)疊加起來，形成一個(gè)二維的圖像。成像望遠(yuǎn)鏡具有更大的有效面積和集光能力，適合觀測(cè)較暗弱的X射線源，并能同時(shí)獲取空間分布信息。例如，XMM-牛頓望遠(yuǎn)鏡。

3.空間望遠(yuǎn)鏡平臺(tái):X射線望遠(yuǎn)鏡必須部署在空間，因?yàn)椋?/p>

大氣吸收:地球大氣對(duì)X射線幾乎完全吸收。

望遠(yuǎn)鏡尺寸:為獲得足夠大的有效面積（以收集X射線）和分辨率，X射線望遠(yuǎn)鏡需要非常大的反射鏡尺寸。在地面，巨大的反射鏡會(huì)因自重而變形，且難以支撐。在太空中，反射鏡可以做得很大且保持穩(wěn)定。

4.冷卻需求:許多X射線探測(cè)器（尤其是半導(dǎo)體探測(cè)器）需要工作在非常低的溫度（通常是液氦溫度，約2K），以大大減少探測(cè)器自身的熱噪聲，從而能探測(cè)到極其微弱的X射線信號(hào)。

著名的X射線空間望遠(yuǎn)鏡包括：

錢德拉X射線天文臺(tái)(ChandraX-rayObservatory):NASA運(yùn)行的高分辨率X射線成像望遠(yuǎn)鏡，以其卓越的空間和光譜分辨率而聞名，對(duì)黑洞、中子星、超新星遺跡、星系團(tuán)等天體進(jìn)行了深入觀測(cè)。

羅曼X射線時(shí)變天文臺(tái)(ROSAT):德意志空間中心發(fā)射的早期X射線全天空巡天望遠(yuǎn)鏡，開啟了大規(guī)模X射線天文學(xué)研究的新時(shí)代。

X射線多鏡面望遠(yuǎn)鏡(XMM-Newton):歐空局與NASA合作的X射線望遠(yuǎn)鏡，擁有多達(dá)240個(gè)成像和光譜反射鏡，具有極高的集光能力和光譜分辨率，專注于對(duì)X射線源進(jìn)行深度觀測(cè)。

牛頓X射線望遠(yuǎn)鏡(NuSTAR):NASA發(fā)射的“聚焦”型X射線望遠(yuǎn)鏡，采用兩塊成對(duì)的反射鏡，能聚焦較硬的X射線（能段約3-35keV），彌補(bǔ)了空間望遠(yuǎn)鏡在硬X射線波段觀測(cè)能力的不足。

帕克太陽(yáng)探測(cè)器(ParkerSolarProbe):雖然主要任務(wù)是研究太陽(yáng)，但其上攜帶的太陽(yáng)硬X射線成像儀（SXRInstrument）能在極近距離觀測(cè)太陽(yáng)日冕的硬X射線發(fā)射。

X射線觀測(cè)的主要科學(xué)目標(biāo)包括：

研究致密天體:探測(cè)黑洞、中子星、白矮星等致密天體的表面、磁場(chǎng)和吸積盤。

觀測(cè)高能宇宙過程:研究超新星爆發(fā)遺跡、星系核（活動(dòng)星系核，AGN）、類星體、星系團(tuán)中的熱氣體（由引力束縛和冷卻流維持）以及粒子加速過程。

探測(cè)天體物理瞬變?cè)?發(fā)現(xiàn)和研究X射線脈沖星、快速射電暴（雖然主要是射電，但部分FRB可能與高能粒子過程相關(guān)）、X射線暴等短時(shí)間內(nèi)發(fā)生劇烈變化的天體。

分析宇宙彌漫背景:探測(cè)宇宙X射線背景輻射，研究宇宙的化學(xué)成分和演化。

研究行星科學(xué):觀測(cè)太陽(yáng)系內(nèi)行星（如木星、土星）的磁場(chǎng)、大氣和高能粒子環(huán)境。

一、天文學(xué)觀測(cè)方法概述

天文學(xué)觀測(cè)方法是人類探索宇宙、研究天體物理現(xiàn)象的重要手段。通過不同的觀測(cè)技術(shù)和設(shè)備，天文學(xué)家能夠獲取天體的光譜、圖像、射電信號(hào)等信息，進(jìn)而揭示宇宙的起源、演化以及各種天體的性質(zhì)和規(guī)律。本篇文檔將介紹幾種主要的天文學(xué)觀測(cè)方法，包括光學(xué)觀測(cè)、射電觀測(cè)、紅外觀測(cè)、紫外觀測(cè)和X射線觀測(cè)等，并闡述其基本原理、應(yīng)用領(lǐng)域和優(yōu)缺點(diǎn)。

二、光學(xué)觀測(cè)

光學(xué)觀測(cè)是天文學(xué)中最古老、最成熟的一種觀測(cè)方法，主要利用可見光波段（約400-700納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的輻射能量。光學(xué)觀測(cè)設(shè)備包括望遠(yuǎn)鏡、探測(cè)器、分光儀等，其主要特點(diǎn)是空間分辨率高、成像質(zhì)量好。

（一）望遠(yuǎn)鏡

望遠(yuǎn)鏡是光學(xué)觀測(cè)的核心設(shè)備，其基本原理是利用透鏡或反射鏡收集和聚焦天體的光線。根據(jù)光學(xué)系統(tǒng)的不同，望遠(yuǎn)鏡可分為折射式望遠(yuǎn)鏡和反射式望遠(yuǎn)鏡兩大類。

1.折射式望遠(yuǎn)鏡

折射式望遠(yuǎn)鏡利用凸透鏡將光線聚焦成像，具有結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、成像清晰等優(yōu)點(diǎn)。但折射式望遠(yuǎn)鏡也存在色差較大、體積龐大等缺點(diǎn)，因此逐漸被反射式望遠(yuǎn)鏡取代。

2.反射式望遠(yuǎn)鏡

反射式望遠(yuǎn)鏡利用凹面鏡將光線聚焦成像，具有沒有色差、口徑可以做得很大等優(yōu)點(diǎn)。根據(jù)主鏡形狀的不同，反射式望遠(yuǎn)鏡又可分為牛頓式望遠(yuǎn)鏡、卡塞格林式望遠(yuǎn)鏡等。

（二）探測(cè)器

探測(cè)器是光學(xué)觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換光信號(hào)的關(guān)鍵部件。常見的探測(cè)器包括光電倍增管（PMT）、電荷耦合器件（CCD）等。

1.光電倍增管（PMT）

PMT是一種高靈敏度的光電探測(cè)器，其原理是利用光電效應(yīng)將光子轉(zhuǎn)換為電子，并通過倍增電路放大電子信號(hào)。PMT具有探測(cè)效率高、響應(yīng)速度快等優(yōu)點(diǎn)，但同時(shí)也存在暗電流大、功耗高等缺點(diǎn)。

2.電荷耦合器件（CCD）

CCD是一種固態(tài)光電探測(cè)器，其原理是將光電轉(zhuǎn)換后的電荷存儲(chǔ)在像素陣列中，并通過電子電路讀取電荷信號(hào)。CCD具有靈敏度高、動(dòng)態(tài)范圍寬、噪聲低等優(yōu)點(diǎn)，已成為現(xiàn)代光學(xué)觀測(cè)的主要探測(cè)器。

（三）分光儀

分光儀是光學(xué)觀測(cè)中用于分析天體光譜的設(shè)備，其原理是將天體的光束分解為不同波長(zhǎng)的光譜線，進(jìn)而研究天體的化學(xué)成分、溫度、密度等物理性質(zhì)。常見的分光儀包括光柵分光儀和棱鏡分光儀等。

三、射電觀測(cè)

射電觀測(cè)是利用射電望遠(yuǎn)鏡接收天體射電波段的電磁輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。射電望遠(yuǎn)鏡具有波束窄、靈敏度高等優(yōu)點(diǎn)，能夠觀測(cè)到光學(xué)望遠(yuǎn)鏡無法觀測(cè)的天體。

（一）射電望遠(yuǎn)鏡

射電望遠(yuǎn)鏡主要由天線、接收機(jī)、信號(hào)處理系統(tǒng)等組成。根據(jù)天線結(jié)構(gòu)的不同，射電望遠(yuǎn)鏡可分為孔徑望遠(yuǎn)鏡、陣列望遠(yuǎn)鏡等。

1.孔徑望遠(yuǎn)鏡

孔徑望遠(yuǎn)鏡利用單個(gè)大型天線收集射電信號(hào)，具有結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、易于實(shí)現(xiàn)等優(yōu)點(diǎn)。但孔徑望遠(yuǎn)鏡的分辨率受天線孔徑的限制，因此通常采用拼接技術(shù)來提高分辨率。

2.陣列望遠(yuǎn)鏡

陣列望遠(yuǎn)鏡由多個(gè)小型天線組成，通過合成信號(hào)來提高分辨率。常見的陣列望遠(yuǎn)鏡包括甚大基線干涉測(cè)量（VLBI）系統(tǒng)和射電陣天線（如LOFAR、SKA等）。

（二）接收機(jī)

接收機(jī)是射電望遠(yuǎn)鏡中用于接收和放大射電信號(hào)的關(guān)鍵部件。射電接收機(jī)通常采用超外差接收機(jī)或低噪聲放大器（LNA）等，以實(shí)現(xiàn)高靈敏度和低噪聲性能。

四、紅外觀測(cè)

紅外觀測(cè)是利用紅外波段（約1-1000微米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的紅外輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。紅外觀測(cè)能夠觀測(cè)到光學(xué)望遠(yuǎn)鏡無法觀測(cè)的天體，如行星、恒星形成區(qū)等。

（一）紅外探測(cè)器

紅外探測(cè)器是紅外觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換紅外輻射的關(guān)鍵部件。常見的紅外探測(cè)器包括光子探測(cè)器和非光子探測(cè)器。

1.光子探測(cè)器

光子探測(cè)器利用光子與物質(zhì)相互作用產(chǎn)生的電信號(hào)來探測(cè)紅外輻射，常見的光子探測(cè)器包括紅外光電二極管、熱釋電探測(cè)器等。

2.非光子探測(cè)器

非光子探測(cè)器不依賴于光子與物質(zhì)相互作用產(chǎn)生的電信號(hào)，而是通過探測(cè)紅外輻射引起的物理性質(zhì)變化來探測(cè)紅外輻射，常見的非光子探測(cè)器包括熱敏電阻、熱釋電探測(cè)器等。

（二）紅外望遠(yuǎn)鏡

紅外望遠(yuǎn)鏡通常采用反射式望遠(yuǎn)鏡結(jié)構(gòu)，以避免透鏡材料吸收紅外輻射。常見的紅外望遠(yuǎn)鏡包括詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡（JWST）、哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的紅外通道等。

五、紫外觀測(cè)

紫外觀測(cè)是利用紫外波段（約10-400納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的紫外輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。紫外觀測(cè)能夠提供天體高溫等離子體、電離氣體等物理性質(zhì)的重要信息。

（一）紫外探測(cè)器

紫外探測(cè)器是紫外觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換紫外輻射的關(guān)鍵部件。常見的紫外探測(cè)器包括光電倍增管（PMT）、電荷耦合器件（CCD）等。

（二）紫外望遠(yuǎn)鏡

紫外望遠(yuǎn)鏡通常采用空間望遠(yuǎn)鏡形式，以避免地球大氣對(duì)紫外輻射的吸收。常見的紫外望遠(yuǎn)鏡包括哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的紫外通道、歐空局的天文衛(wèi)星等。

六、X射線觀測(cè)

X射線觀測(cè)是利用X射線波段（約0.01-10納米）的天文觀測(cè)設(shè)備接收天體的X射線輻射，研究天體物理現(xiàn)象的一種觀測(cè)方法。X射線觀測(cè)能夠提供天體高能物理過程的重要信息，如黑洞、中子星等。

（一）X射線探測(cè)器

X射線探測(cè)器是X射線觀測(cè)中用于接收和轉(zhuǎn)換X射線輻射的關(guān)鍵部件。常見的X射線探測(cè)器包括微孔板探測(cè)器、位敏正比計(jì)數(shù)器等。

（二）X射線望遠(yuǎn)鏡

X射線望遠(yuǎn)鏡通常采用空間望遠(yuǎn)鏡形式，以避免地球大氣對(duì)X射線輻射的吸收。常見的X射線望遠(yuǎn)鏡包括錢德拉X射線天文臺(tái)、XMM-牛頓等。

天文學(xué)觀測(cè)方法多種多樣，每種方法都有其獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)和應(yīng)用領(lǐng)域。通過不斷發(fā)展和創(chuàng)新觀測(cè)技術(shù)，天文學(xué)家能夠獲取更多關(guān)于宇宙的信息，推動(dòng)天文學(xué)研究的深入發(fā)展。

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三、射電觀測(cè)(Expanded)

射電觀測(cè)是天文學(xué)探索宇宙的重要手段之一，它利用特制的射電望遠(yuǎn)鏡接收來自天體的無線電波（射電），這些波長(zhǎng)通常在幾毫米到幾米之間。與可見光觀測(cè)不同，射電觀測(cè)可以在全天候、全天時(shí)進(jìn)行，不受光學(xué)天文學(xué)中大氣散射和吸收的限制，能夠探測(cè)到宇宙中溫度極低、亮度不高但規(guī)模龐大的天體和現(xiàn)象。

（一）射電望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

射電望遠(yuǎn)鏡的核心任務(wù)是將來自宇宙的微弱射電信號(hào)收集起來并加以聚焦。其基本組成部分通常包括：

1.天線系統(tǒng)(AntennaSystem):負(fù)責(zé)收集空間中的電磁波。天線的設(shè)計(jì)和類型多樣，根據(jù)工作波長(zhǎng)和觀測(cè)目標(biāo)的不同而變化。

單天線望遠(yuǎn)鏡(Single-DishTelescope):這是最基本的形式，像一個(gè)巨大的“鍋”。通過調(diào)整天線的指向，使其主瓣對(duì)準(zhǔn)目標(biāo)天體。其優(yōu)點(diǎn)是結(jié)構(gòu)相對(duì)簡(jiǎn)單，成本較低（對(duì)于特定口徑而言），且能同時(shí)接收所有方向的信息。缺點(diǎn)是分辨率受限于天線本身的物理尺寸（根據(jù)瑞利判據(jù)，分辨率大致與波長(zhǎng)/天線直徑成正比），且難以同時(shí)觀測(cè)多個(gè)目標(biāo)。大型單天線望遠(yuǎn)鏡，如著名的阿雷西博射電望遠(yuǎn)鏡（雖已部分停用，但仍是重要范例），能對(duì)特定區(qū)域進(jìn)行深度探測(cè)。

天線陣列(AntennaArray):由多個(gè)天線單元組成，這些單元可以緊密排列或分布在不同地點(diǎn)。通過精確測(cè)量各天線單元接收到的信號(hào)之間的相位差（干涉測(cè)量法），可以合成一個(gè)具有極高方向性的虛擬“孔徑”，從而實(shí)現(xiàn)遠(yuǎn)超單個(gè)天線分辨率的觀測(cè)。陣列的優(yōu)勢(shì)在于極高的空間分辨率，可以“看到”更精細(xì)的細(xì)節(jié)。陣列的規(guī)模越大，分辨率通常越高。著名的實(shí)例包括：

甚大基線干涉測(cè)量(VeryLargeBaselineInterferometry,VLBI):VLBI利用分布在地球不同地理位置的射電望遠(yuǎn)鏡組成陣列。通過同步記錄來自遙遠(yuǎn)天體的射電信號(hào)，并利用精確的全球定位系統(tǒng)（GPS）數(shù)據(jù)來測(cè)定各望遠(yuǎn)鏡間的基線距離（即它們之間的物理距離），再進(jìn)行信號(hào)干涉處理。VLBI可以達(dá)到角秒甚至毫角秒級(jí)別的驚人分辨率，足以“看清”遙遠(yuǎn)星系中心的超大質(zhì)量黑洞、類星體噴流等精細(xì)結(jié)構(gòu)。其數(shù)據(jù)處理極為復(fù)雜，需要強(qiáng)大的計(jì)算能力。

綜合孔徑射電望遠(yuǎn)鏡(SyntheticApertureRadioTelescope,SART):如毛伊基綜合孔徑望遠(yuǎn)鏡（MauiSpacePenetratingTelescope,MSP,原名SPT）或平方公里陣列（SquareKilometreArray,SKA-正在建設(shè)和未來規(guī)劃中）。這類望遠(yuǎn)鏡通常由大量小型天線單元組成，通過電子方式合成一個(gè)等效于物理孔徑非常大的望遠(yuǎn)鏡。它們結(jié)合了單天線的高時(shí)間分辨率（能快速跟蹤天體）和陣列的高空間分辨率，特別適合觀測(cè)快速變化的天體或進(jìn)行全天空巡天。

低頻陣列(LowFrequencyArray,LOFAR):專注于觀測(cè)射電頻段較低的無線電波，這些波長(zhǎng)遠(yuǎn)比可見光波長(zhǎng)長(zhǎng)，可以穿透地球磁層和星際介質(zhì)，提供獨(dú)特的觀測(cè)視角。

2.接收機(jī)系統(tǒng)(ReceiverSystem):安裝在天線后，負(fù)責(zé)接收天線收集到的微弱無線電信號(hào)，并將其轉(zhuǎn)換為可供處理的電信號(hào)。射電接收機(jī)需要在極低的噪聲環(huán)境下工作，以探測(cè)來自宇宙深處的微弱信號(hào)。通常包含低噪聲放大器（LNA）以在靠近天線處首先放大信號(hào)，并經(jīng)過下變頻電路將高頻信號(hào)轉(zhuǎn)換為中頻或低頻信號(hào)。

3.信號(hào)處理系統(tǒng)(SignalProcessingSystem):對(duì)接收機(jī)輸出的信號(hào)進(jìn)行數(shù)字化、濾波、存儲(chǔ)和分析。現(xiàn)代射電望遠(yuǎn)鏡廣泛使用數(shù)字信號(hào)處理技術(shù)，可以通過快速傅里葉變換（FFT）等方法實(shí)現(xiàn)信號(hào)的頻率分解（譜分析），以研究天體的射電譜。對(duì)于干涉測(cè)量系統(tǒng)，還需要復(fù)雜的校準(zhǔn)和數(shù)據(jù)處理流程，以精確相加來自不同天線的信號(hào)，合成圖像或獲取干涉測(cè)量數(shù)據(jù)。

（二）接收機(jī)(Expanded)

接收機(jī)是射電望遠(yuǎn)鏡的心臟，其性能直接決定了望遠(yuǎn)鏡的靈敏度（能探測(cè)到多弱的信號(hào)）和動(dòng)態(tài)范圍（能同時(shí)處理多強(qiáng)的信號(hào)而不飽和）。關(guān)鍵指標(biāo)包括噪聲溫度（衡量接收系統(tǒng)內(nèi)部產(chǎn)生的噪聲大小，越低越好）和工作頻率。

1.超外差接收機(jī)(SuperheterodyneReceiver):這是射電接收機(jī)中最常用的類型。其基本原理是將接收到的射頻（RF）信號(hào)通過混頻器轉(zhuǎn)換到一個(gè)固定的中頻（IF），然后在中頻進(jìn)行放大和濾波，最后再通過混頻器將信號(hào)轉(zhuǎn)換到基帶（零頻率）進(jìn)行最終處理。超外差接收機(jī)具有結(jié)構(gòu)相對(duì)穩(wěn)定、選擇性好、易于實(shí)現(xiàn)多通道同時(shí)接收等優(yōu)點(diǎn)。

2.低噪聲放大器(LowNoiseAmplifier,LNA):安裝在靠近天線的位置，其核心作用是在不顯著增加信號(hào)噪聲的前提下，盡可能大地放大微弱的射頻信號(hào)。由于天線本身會(huì)引入噪聲（天線溫度），LNA的噪聲性能至關(guān)重要，通常用等效噪聲溫度（NoiseFigure）來衡量。一個(gè)優(yōu)秀的LNA能有效降低整個(gè)接收系統(tǒng)的噪聲水平，從而探測(cè)到更暗弱的天體。LNA的設(shè)計(jì)需要考慮工作頻率、功耗、增益和物理尺寸等因素。

3.熱噪聲和散粒噪聲:接收機(jī)內(nèi)部的所有電子元件都會(huì)產(chǎn)生熱噪聲（約翰遜-奈奎斯特噪聲）和散粒噪聲（Shotnoise）。這些內(nèi)部噪聲限制了望遠(yuǎn)鏡能探測(cè)到的最低信號(hào)強(qiáng)度。設(shè)計(jì)高性能接收機(jī)的主要挑戰(zhàn)之一就是盡可能降低這些內(nèi)部噪聲。

4.寬帶和窄帶接收:根據(jù)觀測(cè)需求，接收機(jī)可以是寬帶的（接收很寬頻率范圍的信號(hào)，常用于快速掃描或全頻段巡天）或窄帶的（只接收一個(gè)很窄頻率范圍的信號(hào)，常用于對(duì)特定譜線或源的精細(xì)研究）。帶寬和接收機(jī)性能（如噪聲溫度、線性度）之間通常存在權(quán)衡。

射電觀測(cè)憑借其獨(dú)特的優(yōu)勢(shì)，在天文學(xué)領(lǐng)域扮演著不可或缺的角色，例如：

測(cè)量宇宙距離和膨脹速率:通過觀測(cè)宇宙微波背景輻射（CMB）或類星體的射電譜線（如21厘米氫譜線），研究宇宙的起源和演化。

研究恒星和行星系統(tǒng):觀測(cè)恒星形成區(qū)的分子云、年輕恒星周圍的塵埃盤以及系外行星的射電信號(hào)。

探索超新星遺跡和脈沖星:射電望遠(yuǎn)鏡是發(fā)現(xiàn)和研究脈沖星的主要工具，也能探測(cè)到超新星爆發(fā)后留下的射電輻射。

尋找地外文明(SETI):射電天文學(xué)家通過監(jiān)聽來自太空的特定模式信號(hào)，嘗試尋找可能存在的地外智慧生命的跡象。

全天巡天:對(duì)整個(gè)天空進(jìn)行系統(tǒng)性掃描，發(fā)現(xiàn)新的射電源、重復(fù)脈沖星、快速射電暴（FRB）等瞬變現(xiàn)象。

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四、紅外觀測(cè)(Expanded)

紅外觀測(cè)利用天體發(fā)出的紅外輻射（波長(zhǎng)比可見光長(zhǎng)）來研究宇宙。許多天體或宇宙現(xiàn)象發(fā)出的可見光被星際塵埃吸收或散射，但紅外輻射可以穿透這些塵埃，因此紅外觀測(cè)為我們提供了一種“看見”被遮擋天體的關(guān)鍵途徑，尤其對(duì)于研究星云、行星和早期宇宙至關(guān)重要。

（一）紅外探測(cè)器(Expanded)

紅外探測(cè)器負(fù)責(zé)將接收到的紅外輻射能量轉(zhuǎn)換為可測(cè)量的電信號(hào)。由于紅外輻射與物質(zhì)相互作用較弱，探測(cè)器的性能要求極高，尤其是在低溫環(huán)境下工作以減少自身產(chǎn)生的噪聲。常見的紅外探測(cè)器類型基于不同的物理原理：

1.光子探測(cè)器(PhotonicDetectors):這些探測(cè)器直接由入射光子激發(fā)產(chǎn)生電信號(hào)。

光電二極管(Photodiode)和熱釋電探測(cè)器(PyroelectricDetector):在近紅外波段較為常用。它們結(jié)構(gòu)相對(duì)簡(jiǎn)單，響應(yīng)速度快，但靈敏度通常不如制冷型探測(cè)器。

光子晶體探測(cè)器(PhotonicCrystalDetectors):一種新型探測(cè)器，利用光子晶體對(duì)特定波長(zhǎng)的紅外光具有高度吸收的特性，實(shí)現(xiàn)高靈敏度和高響應(yīng)率。

溫差探測(cè)器(Thermopile)和熱電探測(cè)器(ThermoelectricDetector):通過測(cè)量紅外輻射引起的熱電偶產(chǎn)生的溫差電壓來工作。這類探測(cè)器結(jié)構(gòu)簡(jiǎn)單、堅(jiān)固耐用、可在室溫下工作，但響應(yīng)速度慢，靈敏度相對(duì)較低。

2.非光子探測(cè)器(Non-PhotonicDetectors/Thermometers):這些探測(cè)器不直接探測(cè)光子，而是測(cè)量紅外輻射引起的溫度變化或其他物理量變化。

雪崩光電二極管(AvalanchePhotodiode,APD):在近紅外和部分中紅外波段有應(yīng)用，通過內(nèi)部光電效應(yīng)和雪崩倍增來放大信號(hào)，具有較高的內(nèi)部增益和靈敏度。

微測(cè)輻射熱計(jì)(Microbolometer):這是目前最主流的中遠(yuǎn)紅外探測(cè)器。它是一個(gè)極小的、對(duì)紅外輻射非常敏感的電阻元件（通常是鉭、硅或氮化鎵材料）。當(dāng)紅外輻射照射到微測(cè)輻射熱計(jì)上時(shí)，其溫度會(huì)輕微升高，導(dǎo)致電阻值發(fā)生變化。通過精確測(cè)量這個(gè)電阻變化（通常是利用惠斯通電橋電路），可以間接測(cè)量入射的紅外功率。微測(cè)輻射熱計(jì)需要在極低溫下工作（通常通過稀釋制冷機(jī)實(shí)現(xiàn)，可達(dá)毫開爾文量級(jí)），以大大降低其自身因熱噪聲引起的信號(hào)，從而實(shí)現(xiàn)極高的靈敏度。其優(yōu)點(diǎn)是像素可以做得非常小，便于制造大型紅外陣列。

（二）紅外望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

紅外望遠(yuǎn)鏡需要將來自遙遠(yuǎn)天體的微弱紅外輻射收集并聚焦到探測(cè)器上。由于紅外輻射容易與大氣中的水蒸氣、二氧化碳等氣體發(fā)生吸收和散射，地面紅外觀測(cè)通常面臨嚴(yán)峻挑戰(zhàn)。因此，許多重要的紅外天文觀測(cè)是在空間進(jìn)行的。

1.地面紅外望遠(yuǎn)鏡:盡管存在大氣限制，地面紅外望遠(yuǎn)鏡仍在不斷發(fā)展。為了減少大氣影響，通常需要：

選址:在高海拔、干燥、空氣穩(wěn)定的地點(diǎn)建造望遠(yuǎn)鏡，如智利的阿塔卡馬沙漠。

自適應(yīng)光學(xué)(AdaptiveOptics,AO):通過快速調(diào)整光學(xué)元件的形狀來補(bǔ)償大氣擾動(dòng)對(duì)光波相位的影響，顯著提高成像分辨率（盡管對(duì)紅外光的補(bǔ)償效果不如可見光）。

開敞式望遠(yuǎn)鏡和真空罩:望遠(yuǎn)鏡的主鏡通常暴露在真空中，以減少大氣和望遠(yuǎn)鏡自身熱輻射的影響。但望遠(yuǎn)鏡的其他部分仍需在罩內(nèi)以維持真空環(huán)境。

制冷系統(tǒng):望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)元件和探測(cè)器都需要被動(dòng)或主動(dòng)地冷卻到極低溫度（幾十開爾文甚至更低），以最大限度降低自身紅外輻射，避免淹沒來自天體的微弱信號(hào)。

2.空間紅外望遠(yuǎn)鏡:這是獲取高質(zhì)量紅外觀測(cè)數(shù)據(jù)的最有效途徑。空間望遠(yuǎn)鏡完全處于外太空，遠(yuǎn)離地球大氣層，可以無阻礙地觀測(cè)整個(gè)紅外波段，尤其是被大氣嚴(yán)重吸收的遠(yuǎn)紅外波段。

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(HubbleSpaceTelescope,HST):雖然哈勃的主要觀測(cè)窗口在紫外和可見光波段，但其配備的暗天體相機(jī)（WFC3）和先進(jìn)巡天相機(jī)（ACS）也包含紅外通道，用于觀測(cè)行星、恒星形成區(qū)等。

斯皮策空間望遠(yuǎn)鏡(SpitzerSpaceTelescope):這是專門為紅外天文學(xué)設(shè)計(jì)的空間望遠(yuǎn)鏡，擁有廣域紅外相機(jī)（IRAC）和紅外成像光譜儀（IRS）。斯皮策極大地推動(dòng)了我們?cè)谛行切纬?、星云結(jié)構(gòu)和早期宇宙等方面的認(rèn)識(shí)，直至其制冷系統(tǒng)耗盡于2013年。

詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡(JamesWebbSpaceTelescope,JWST):這是目前最強(qiáng)大的紅外空間望遠(yuǎn)鏡。JWST采用巨大的分段式可展開主鏡，工作在更遠(yuǎn)的紅外波段（覆蓋從近紅外到中紅外的MIR和WFC3/IRIS光譜儀覆蓋的紅外觀測(cè)），并且擁有極其敏感的探測(cè)器。其強(qiáng)大的紅外觀測(cè)能力使其能夠穿透塵埃觀測(cè)原恒星和行星盤，探測(cè)早期星系和系外行星的大氣成分。

紅外觀測(cè)的主要應(yīng)用包括：

研究恒星和行星系統(tǒng):探測(cè)被行星盤遮擋的年輕恒星，分析系外行星的大氣光譜。

觀測(cè)星際介質(zhì):穿透彌漫的星際塵埃，觀測(cè)恒星形成區(qū)（HII區(qū)）和分子云。

探索星系形成和演化:觀測(cè)遙遠(yuǎn)星系的塵埃發(fā)射，研究星系合并和活動(dòng)星系核（AGN）。

探測(cè)早期宇宙:紅外觀測(cè)是研究宇宙大爆炸后早期形成的星系和結(jié)構(gòu)的關(guān)鍵工具，因?yàn)橛钪媾蛎泴?dǎo)致這些天體的光被顯著紅移到紅外波段。

天體物理光譜學(xué):利用紅外譜線研究天體的溫度、密度、化學(xué)成分和運(yùn)動(dòng)狀態(tài)。

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五、紫外觀測(cè)(Expanded)

紫外觀測(cè)利用天體發(fā)出的紫外輻射（波長(zhǎng)比可見光短）來研究宇宙。紫外波段的天文觀測(cè)通常需要借助空間望遠(yuǎn)鏡，因?yàn)榈厍虼髿鈱又械某粞鯇訒?huì)強(qiáng)烈吸收大部分來自太陽(yáng)系外天體的紫外輻射，使得地面觀測(cè)幾乎不可能。

（一）紫外探測(cè)器(Expanded)

紫外探測(cè)器需要具備極高的靈敏度、快速的時(shí)間響應(yīng)和良好的光譜分辨率，以應(yīng)對(duì)紫外輻射的特點(diǎn)。常見的紫外探測(cè)器類型包括：

1.光電倍增管(PhotomultiplierTube,PMT):PMT是早期和經(jīng)典的紫外探測(cè)器，利用光電效應(yīng)將入射的紫外光子轉(zhuǎn)換為電子，并通過一個(gè)多級(jí)倍增系統(tǒng)將電子信號(hào)放大到可測(cè)量的水平。PMT具有極高的靈敏度（量子效率高）和良好的時(shí)間分辨率，曾是空間紫外天文臺(tái)（如IUE、HST的暗天體相機(jī)早期版本）的核心探測(cè)器。但其體積大、功耗高、易碎且需要高壓供電，限制了其在現(xiàn)代空間望遠(yuǎn)鏡中的應(yīng)用。

2.微通道板光電倍增管(MicrochannelPlatePhotomultiplierTube,MCP-PMT):MCP-PMT是PMT的一種改進(jìn)型，將傳統(tǒng)的級(jí)聯(lián)倍增電極結(jié)構(gòu)替換為一個(gè)由成千上萬(wàn)個(gè)微小通道組成的玻璃板。電子在通道中經(jīng)過多次碰撞倍增，提高了探測(cè)效率和速度，同時(shí)減小了尺寸和重量。MCP-PMT仍在一些需要高速或高分辨率紫外成像的應(yīng)用中使用。

3.電荷耦合器件(Charge-CoupledDevice,CCD):雖然CCD最初是為可見光設(shè)計(jì)的，但通過采用特定的制造工藝和冷卻技術(shù)，可以使其對(duì)紫外波段敏感?，F(xiàn)代紫外CCD具有高分辨率、大動(dòng)態(tài)范圍、可存儲(chǔ)圖像數(shù)據(jù)等優(yōu)點(diǎn)。通過覆蓋特定的濾光片，可以選擇性地讓紫外光或可見光中的紫外部分到達(dá)CCD。為了抑制CCD本身的熱噪聲，紫外CCD必須工作在極低溫下（例如液氮或杜瓦瓶冷卻）。紫外CCD是現(xiàn)代空間紫外望遠(yuǎn)鏡（如哈勃空間望遠(yuǎn)鏡的暗天體相機(jī)和先進(jìn)巡天相機(jī)，以及歐空局的赫歇爾空間望遠(yuǎn)鏡、蓋亞望遠(yuǎn)鏡等）的主要成像探測(cè)器。

（二）紫外望遠(yuǎn)鏡(Expanded)

由于大氣吸收的限制，紫外觀測(cè)幾乎完全依賴于空間望遠(yuǎn)鏡。這些望遠(yuǎn)鏡通常具備以下特點(diǎn)：

1.高軌道高度:望遠(yuǎn)鏡位于地球大氣層之上，避開臭氧層的吸收。典型的軌道高度在幾百到一千公里。

2.先進(jìn)的紫外光學(xué)系統(tǒng):紫外光在真空中傳播時(shí)會(huì)發(fā)生顯著的色散（不同波長(zhǎng)的光偏折角度不同），因此紫外望遠(yuǎn)鏡的光學(xué)系統(tǒng)需要進(jìn)行精密的校正，以獲得良好的成像質(zhì)量或光譜分辨率。反射式光學(xué)系統(tǒng)（如拋物面鏡或雙曲面鏡）常用于紫外望遠(yuǎn)鏡。

3.高效的紫外透鏡/濾光片系統(tǒng):為了只接收感興趣的紫外波段，望遠(yuǎn)鏡通常配備精密的濾光片系統(tǒng)，允許紫外光通過，同時(shí)阻擋可見光和紅外光。濾光片的選擇取決于具體的觀測(cè)目標(biāo)和研究目的。

4.探測(cè)器冷卻系統(tǒng):如前所述，為了最大限度地減少探測(cè)器自身產(chǎn)生的熱噪聲，紫外探測(cè)器必須被冷卻到非常低的溫度。這通常通過將探測(cè)器放置在杜瓦瓶中，并使用液氮或更先進(jìn)的制冷機(jī)來實(shí)現(xiàn)。

5.高指向精度和穩(wěn)定性:為了精確指向和跟蹤快速移動(dòng)的天體，空間紫外望遠(yuǎn)鏡需要具備高精度的姿態(tài)控制系統(tǒng)和穩(wěn)定平臺(tái)。

著名的空間紫外望遠(yuǎn)鏡包括：

哈勃空間望遠(yuǎn)鏡(HubbleSpaceTelescope,HST):HST配備了多種紫外/可見光成像和光譜儀器（如暗天體相機(jī)WFC3/ACS、空間望遠(yuǎn)鏡成像光譜儀STIS、宇宙起源光譜儀COS），在紫外波段取得了里程碑式的觀測(cè)成果，揭示了星系盤、星云結(jié)構(gòu)、恒星演化、活動(dòng)星系核等多個(gè)領(lǐng)域的奧秘。

國(guó)際紫外探險(xiǎn)者(InternationalUltravioletExplorer,IUE):這是第一個(gè)專門用于紫外天文觀測(cè)的空間望遠(yuǎn)鏡，在1983年至1992年間運(yùn)行，為后來的哈勃等任務(wù)奠定了基礎(chǔ)。

歐空局的赫歇爾空間望遠(yuǎn)鏡(HerschelSpaceObservatory):雖然赫歇爾主要是一個(gè)紅外望遠(yuǎn)鏡，但其攜帶的遠(yuǎn)紫外和極遠(yuǎn)紫外光譜儀（FUVSI,PEPSI）使其也具備重要的紫外觀測(cè)能力，專注于研究極熱氣體和早期宇宙。

蓋亞望遠(yuǎn)鏡(Gaia):歐空局的任務(wù)，其主要任務(wù)是進(jìn)行高精度的恒星三角視差測(cè)量，但其攜帶的UVOS（紫外和光學(xué)光譜儀）也對(duì)恒星和行星的紫外光譜進(jìn)行了觀測(cè)。

紫外觀測(cè)的主要科學(xué)目標(biāo)包括：

研究極高溫天體:觀測(cè)恒星（特別是O型和B型星）、Wolf-Rayet星、超新星遺跡、X射線binaries中的高溫等離子體。

探索星系結(jié)構(gòu)和演化:分析星系核、星系盤和暈中的紫外發(fā)射線（如氫Lymanα線、電離氦），研究年輕恒星的分布和形成。

觀測(cè)行星大氣:分析系外行星和太陽(yáng)系內(nèi)行星（如木星、土星）的紫外光譜，探測(cè)其大氣成分（如臭氧、甲烷）、云層結(jié)構(gòu)和動(dòng)力學(xué)。

研究星際介質(zhì):探測(cè)電離氫區(qū)（HIIregions）、分子云中的紫外吸收線和發(fā)射線，理解宇宙化學(xué)演化和恒星反饋過程。

觀測(cè)早期宇宙:紫外波段對(duì)應(yīng)著早期宇宙中星系和結(jié)構(gòu)形成的劇烈階段，觀測(cè)紫外背景輻射或高紅移紫外源有助于理解宇宙的起源和演化。

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六、X射線觀測(cè)(Expanded)

X射線觀測(cè)是天文學(xué)中探測(cè)宇宙中最極端物理?xiàng)l件（如超高溫度、強(qiáng)引力場(chǎng)、高能量粒子）的關(guān)鍵手段。天體發(fā)出的X射線通常來自溫度極高（>10^6K）的等離子體、加速到接近光速的電子（同步輻射）或粒子湮滅過程。由于地球大氣層會(huì)幾乎完全吸收X射線，X射線天文觀測(cè)必須從空間進(jìn)行。

（一）X射線探測(cè)器(Expanded)

X射線探測(cè)器需要能夠探測(cè)到能量極高的光子，并將其能量或位置信息轉(zhuǎn)換為可測(cè)量的電信號(hào)。由于X射線光子能量高，穿透力強(qiáng)，探測(cè)器必須具備高效率、高能量分辨率和良好的空間/時(shí)間分辨率。常見的X射線探測(cè)器類型有：

1.軔致輻射探測(cè)器(BremstrahlungDetectors):這類探測(cè)器的工作原理是利用入射X射線光子與探測(cè)器材料相互作用產(chǎn)生的軔致輻射（二次電子被減速時(shí)發(fā)出的X射線）或直接產(chǎn)生的電離效應(yīng)來探測(cè)信號(hào)。

正比計(jì)數(shù)器(ProportionalCounter,PC):X射線光子進(jìn)入充滿低壓惰性氣體（如氙）的管狀探測(cè)器，與氣體原子碰撞產(chǎn)生電離電子對(duì)。這些電子在強(qiáng)電場(chǎng)作用下被加速，進(jìn)一步碰撞產(chǎn)生更多的電子（雪崩效應(yīng)）