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1、第一章 多波段天文观测,1.1 光学天文学 1.2 射电天文学 1.3 大气窗口 1.4 红外天文学 1.5 紫外天文学 1.6 X射线天文学 1.7 射线天文学 1.8 引力波天文学,1608年望远镜问世，1609年伽利略率先用望远镜观测天体和天象，并很快做出一系列重要的发现，开创了天文观测和研究的新纪元。随着技术进步和认识上的提高，从1940年代起的几十年中，相继诞生并发展了射电天文学、红外天文学、紫外天文学、X射线天文学和 射线天文学，从而实现了对天体辐射观测的全波段覆盖，诞生了多波段天文学，人类对宇宙和宇宙中各类天体、天象的物理本质的认知迈入了全新的阶段。,1.1 光学天文学 天文学是
2、一门观测科学，工作基础来自观测资料，即使纯理论研究，其结论也必须用实测来验证。在伽利略之后的 400 年内，天文观测仅限于接收天体的可见光辐射，这就是光学天文学（可见光天文学），它的发展与望远镜观测能力的提高和完善密切相关。,光源越远看上去就越暗，远到一定程度肉眼就看不到了，说明人眼接收光的能力（聚光本领）有限。又设想有 2 个靠得很近的点光源，距离不太远时，人眼可以分辨出 2 个光点。随着距离的增大 2 个光点看上去靠得越来越近，远到一定程度便合成了一个光点，肉眼无法加以分辨。可见人眼的分辨本领也是有限的。,绝大部分天体都非常遥远，肉眼往往看不到，更无从洞察它们的结构和细节，因而必须用望远镜
3、。,望远镜的主要功能是聚光作用和分辨本领，前者相当于把瞳孔“放大”，后者能提高观测分辨率，看清楚肉眼无法分辩的天体的细节。这两种能力主要都取决于望远镜物镜口径的大小。,伽利略望远镜由一块凸透镜和一块凹透镜组成，称为折射望远镜，可见物体的正像。17 世纪初开普勒发明了由 2 片凸透镜组成的折光望远镜，使放大倍数大为提高，但看到的是倒像，不过对天文观测几乎没有影响。1668 年牛顿用凹形球面反射镜作为主镜制成了第一台反射望远镜。,(a),(b),(c),(d),(e),图1-1 望远镜的光学原理 (a) 伽利略望远镜 (b) 开普勒望远镜 (c) 主焦点反射望远镜 (d) 卡焦反射望远镜 (e)
4、牛顿反射望远镜,5,建造大望远镜涉及精密光学、精密机械、自动控制、计算机等各种高新技术、相应的工艺问题，以及有关的理论研究。超大型望远镜在制造上会給光学和机械等方面带来巨大的、甚至不可克服的技术性困难。如在1897年以后再也没有制造比口径 1.02米更大的折射望远镜。,鉴于大望远镜对天文观测的重要性，人们不惜工本来建造越来越大的望远镜，以提高它的聚光能力和分辨本领。1897年建成口径 1.02 米的折射望远镜，1974年 6 米反射望远镜问世。,从1960年代初期以来，人们就已提出用“多镜面望远镜”来取代单镜面望远镜。各个小镜面可以放在同一支架上，也可是一些独立、相对小的望远镜。现代技术能保证
5、按观测工作的要求，对每块小镜面的指向和形状进行实时调整，使全部小镜面对目标天体最后合成的成像效果, 始终保持等同于单块大镜面的观测结果。,图1-2 多镜面望远镜,人们已经根据这种“化整为零”思想建成不少巨型望远镜。夏威夷岛上两台10米的Keck望远镜采用单一支架结构，由36块对角线长1.8米的六角形子镜组成。口径16米的欧洲甚大望远镜由4台口径8米单镜面望远镜合成，它们可单独使用或组成干涉仪，又可合成一台口径16米的超大望远镜。人们还在酝酿建造口径几十米的超级大望远镜。,图1-3 欧洲甚大望远镜,望远镜的使天文学结出丰硕果实。400年前伽利略用望远镜发现了太阳黑子、金星位相变化、月面环形山、木
6、星的 4 颗大卫星，以及构成银河的点点繁星。1789年威廉赫歇尔制成1.22米的反射望远镜，通过恒星计数建立第一个银河系模型，使人类视野从太阳系拓展到银河系。1923年哈勃利用2.54米望远镜，证实河外星系的存在，开创了星系天文学。这些里程碑式的重大事件，与大望远镜的使用密切相关。现代大望远镜，包括地面和空间望远镜，为重要天象的发现和天文学研究建立了不朽的功勋。,图1-4 目前中国最大的光学望远镜，位于云南丽江，口径 2.4 米，2007 年5 月12 日投入使用。,图1-5 位于夏威夷山顶的两台10米 口径光学望远镜的观测室外景,10,1.2 射电天文学 电磁波譜的波长范围108-10-12
7、cm, 从长波到短波依次为射电、红外、可见光、紫外、X射线和 射线辐射。天体在不同波段上的辐射强度是不一样的，甚至可相差很大。如有的天体或天文现象的可见光发射并不明显，甚至非常弱，但红外或射电或 X 射线辐射却异常强，反之亦然。仅观测天体的可见光，并不能正确探究它们的物理本质。对这一事实及其重要性的认识并开展相应的观测研究，则已到了20世纪。,历时上最早把无线电技术用于天文研究的是美国工程师央斯基。19311932年间他致力于通过实测来研究长途无线电通讯的噪声干扰，并偶然发现了来自银心方向的宇宙射电波。1940年美国人雷伯利用自制的抛物面天线证实了这一发现。二次大战期间，英国军用雷达曾接收到太
8、阳的强射电辐射。战后，一些雷达科技人员开始把射电接收技术用于观测天体，揭开了射电天文学的序幕。,射电天文学的发展离不开它的观测工具射电望远镜。它的工作原理与光学望远镜不同，接收的是天体的射电讯号，必须通过专用的接收设备来加以显示或测量。射电望远镜的外形与光学望远镜大不一样，其作用就是无线电讯号接收天线（央斯基当年所用的是一架 30.53.66 米的旋转天线阵），但同样需通过各种后端设备进行不同类别观测，如射电谱观测、谱线观测、成像观测、干涉测量，等等。,使用最广泛的是抛物面射电望远镜，当年雷伯建造的便是一台直径9.45米的抛物面射电天线。为获取更微弱的天体射电信息，射电望远镜也越做越大。目前最
9、大的当推1960年代美国建造的305米的固定球面望远镜，,1970年代德国制造的100米的可跟踪抛物面射电望远镜，以及较近期美国的110100米射电望远镜。建成这样一台比标准足球运动场还要大的巨型观测设备必须解决很多的技术和工艺上的困难, 要做得再大就更麻烦了。,图1-6 位于青海德令哈的13.7m毫米波射电望远镜,人们正酝酿建造超大射电望远镜阵列，总接收面积达1平方公里, 投资 10亿美元。为最大限度避免干扰, 这个称为SKA的设备可能放在澳大利亚或南非的偏僻地区, 计划 2018年建成，2020年投入使用。SKA由数千台天线组成，最远天线到核心区的距离达3000公里，灵敏度至少比现有最好射
10、电望远镜高 50倍， 预期有望观测到大爆炸后诞生的第一批恒星和星系, 并在探测暗能量、引力波和外星智慧生物等重大课题上发挥作用。,图1-7 SKA的总接收面积 1平方公里。,15,射电波段所覆盖的波长范围很宽，从最短的亚毫米波，直到长波端的米波甚至更长的波段范围，如央斯基的天线阵就可接收到波长14.6米的射电讯号。为对天体的性质取得比较完整的认识，需要研制、使用能接收到不同波段射电讯号的望远镜，如米波望远镜、毫米波望远镜、亚毫米波望远镜等。从技术上看，波长越短的射电望远镜，制造的难度越大。,如天体的可见光辐射并不强, 但射电辐射很强, 称为射电源, 它们可以是银河系内的射电星或河外射电源等；有
11、的则相反，可见光强而射电辐射弱，有的则两种兼而有之，具体情况因天体的物理性质而异。,开展射电观测不仅有助于对天体多方面性质的全面了解，而且射电波可以穿透光波无法通过的星际尘埃区，而有些天区如银道面附近存在大量的尘埃，射电观测手段就可以探测到可见光所不能看到的天体和天象。例如，关于银河系的旋涡结构图像，最早就是通过射电观测取得的。由于地球大气对天体辐射的吸收，只有波长约为1毫米到 30 米的射电波才能穿透大气层到达地面，因而绝大部分射电天文观测都限于这一波段范围，更短波段的观测需要在高山上进行。,如果用相隔很远的两台或数台射电望远镜，同时观测同一个射电源并对讯号进行干涉测量，那么测量的精度和图像
12、分辨率在目前是最高的，称为甚长基线干涉测量，望远镜之间的距离称为基线，基线越长精度和分辨率越高。这对于探测遥远河外星系尤为重要：射电干涉技术可以获得有强射电辐射的远距离星系、甚至类星体的精细结构图像。 地面基线长度不可能超过地球直径。目前已实现了地面和卫星之间的射电干涉测量。要是把望远镜安放在月球上，同地面望远镜进行干涉，基线长度可超过38万公里，测量精度和分辨率将会极大地提高。,射电天文学的诞生和快速发展，为天文学这门古老的自然科学学科开拓了全新的探测手段和研究途径。在1960年代，天文学上做出了著名的 4 大发现，这就是类星体、脉冲星、星际分子和微波背景辐射，而这些发现都是通过射电天文观测
13、发现的，其中脉冲星和微波背景辐射的发现，因对天文学和物理学的重大贡献，有关科学家分别获得了1974年和1978年的诺贝尔物理学奖，这距央斯基的开创性工作时期还不到 50 年。,1.3 大气窗口,人造卫星上天之前，绝大部分天文观测只能在地面上进行。天体的辐射必须穿过大气层后才能到达地面，天文观测结果必定受到地球大气的影响。这种影响的表现是多方面的，包括大气折射、大气抖动、大气色散、大气闪烁以及大气消光等。,大气层密度自高而低逐渐增大，天体辐射在穿过大气层时的路径就不是一条直线，而是一条曲线，且曲率也在变化，这就是大气折射。大气折射的主要效应是使天体沿着垂直方向抬高，使天体的观测位置要比实际位置来
14、得高，而且天体越接近地平线，这种影响越厉害，在地平线附近最大可达到 30角分左右。,20,另外因地球大气密度分布的复杂性，大气折射也会使天体的方位发生变化，称为旁折光。在天体测量、天文大地测量、以及诸如望远镜对天体自动跟踪等一类工作中，必须考虑上述大气折射效应。,由于大气的折射率与辐射的波长有关，大气折射效应的明显程度也就与辐射波长有关，短波段辐射的折射比长波段更为显著，这就是大气色散。在良好条件下，可观测到星像因大气色散形成的一条沿垂直方向的小光谱, 紫端比红端靠近天顶。地平高度60时, 紫红两端的高度差为 3；越接近地平线小光谱越长。,地球大气处于不停的运动之中，这种运动在大尺度上表现为风
15、、对流层和平流层运动等。另一方面，在极小尺度上大气微团的快速随机运动会造成大气的不规则湍动，这一效应使望远镜中观测到的星像位置不停地作小幅度的快速变动，称为大气抖动。,大气抖动的大小通常用视宁度来衡量，大气抖动越小，视宁度越好，天体的成像质量越高，对天文观测越有利。大气微团湍动的另一个效应是使天体的观测视亮度出现短时标的无规则明暗变化，称为大气闪烁，这同样会影响到天体的成像质量。,随着近代高新技术的发展，以及观测数据处理方法和处理能力的改进，上述各种大气效应对天文观测的影响已经可以有效地加以削弱。例如，一种称为斑点干涉测量的技术（也称星像复原技术），可以有效克服大气抖动的影响，使观测到的星像质
16、量达到或接近望远镜的衍射极限。,地面观测无法解决的问题便是大气消光。大气消光是指因地球大气的吸收和散射作用，天体辐射的强度在穿过大气层后必然会有不同程度的减弱大气中的分子和原子会吸收来自天体的辐射，望远镜所接收到的辐射强度因此而降低。,大气消光的程度不仅与大气成分和辐射穿过的大气层厚度有关，而且还与辐射的波长有关。一般来说，大气对短波辐射的消光作用比对长波辐射来得大，这种效应称为选择消光。更为严重的问题是，在整个电磁波譜中，只有某些波段的辐射才能到达地面而被接收到，这些波段所处的范围便称为大气窗口。有些波段（比如 X射线）的辐射在到达地面之前会被地球大气层全部吸收掉，因而在地面上根本无法进行观测。,大气窗口又包括光学窗口、红外窗口和射电窗口。300700纳米的可见光波段是光学窗口，地面光学望远镜可以通过这个窗口观测到不同颜色的天体。,红外窗口的情况较为复杂，其中短波段红外辐射因水汽分子和二氧化碳的吸收，形成若干条吸收带，在这些吸收带之间的空隙处则表现为红外窗口。具体来说，1722微米是半透明窗口，大气对22微米1毫米之间的红外辐
