望远镜与天文学毕业论文

观测天体的重要手段天文观测的天文望远镜。这是毫不夸张地说，诞生和发展的望远镜，就没有现代天文学。性能的不断提高和改善各方面的望远镜，天文也经历了巨大的飞跃，迅速推进了人类对宇宙的认识。 1608年，荷兰眼镜商黎般贰比赛偶然发现了两个镜头，可以看到远处的景物，灵感来自人类历史上的第一台望远镜的制造。在1609年，天文学家伽利略制作了一个厘米直径约米的折射望远镜。到望远镜的天文望远镜时代。 在1611年，德国天文学家开普勒反过来提高了天文望远镜的放大倍率。直到今天，人们使用的折射望远镜，或两者。是开普勒天文望远镜类型。折射式望远镜焦距的优势，板规模，弯曲不敏感的桶，比较适合做的工作天体测量。但它也有一定的缺陷，一个巨大的光学玻璃浇也很困难，在1897年达到顶峰的折射望远镜的发展，技术的限制，经过一百多年没有更大的折射望远镜。 1668年出生的第一帧中的反射式望远镜。非球面镜片失败后，研磨牛顿发明了反射式望远镜打开了这个念头。折射的镜子，而不是一个巨大的成功。它具有许多优点，及相对折射率相对地容易制造的望远镜，虽然它也存在固有的缺陷。 折反射式望远镜最早出现于1814年。 1931年，德国光学家施密特将是一个近于平行板薄非球面镜片和球面反射镜的比赛，取得了折反射望远镜。该望远镜透光性强，大视场，像一个小的差异，适合于拍摄大面积的天空照片特别是微弱的星云的拍照效果非常突出。这些望远镜已成为天文观测的重要工具。两个折射和反射的优势，这两架望远镜，为业余天文观测和摄影的理想选择。 超过三百年，光学望远镜一直是最重要的天文观测工具。 1932年，央斯基（Jansky. K. G）检测到的无线电发射银河系的中心（射手座）开盘标志着人类传统的光学波段收音机天线窗口外观察。第二次世界大战后，出现了射电天文学。射电望远镜射电天文学的发展中起到了关键作用。六十年代天文学四：类星体，脉冲星，星际分子和宇宙微波背景辐射，射电望远镜。 在非可见光天文观测的射电观测，还包括红外观测，紫外线观测，X射线天文台和γ-射线观测。这些类型的天文观测地球大气层的影响，人们往往安装在飞机上的望远镜，或载于高海拔的热气球。之后，地球大气层的火箭，航天飞机，空间技术和卫星望远镜。 空间观测设备和地面观测设备，有一个很大的优势。光学空间望远镜获得了比在地面上的更宽的频带。在无大气抖动，分辨率也得到了极大的改善。太空中没有重力，仪器将不会因自重而变形。 哈勃太空望远镜（HST）后，天文学家哈勃的名字命名的，是第一个由美国航空航天局主持建立四个巨型空间天文台，也是所有天文观测项目中投资规模最大最多，最受公众关注的之一。它是建立于1978年，设计到过去的七年，于1989年完成，1990年4月25日进行的航天飞机发射的成本为300亿美元。然而，由于人的原因所造成的主镜光学系统的球面像差，有1993年12月2日在一个大型的维修工作。成功修复的哈勃太空望远镜的性能达到或超过原来的设计目标。观测表明，在地面上的大型望远镜的分辨率高出几倍。在国际天文学界的发展非常重要。

就好比打开了新的窗户，我们可以观察到新的数据，新的现象，进行新的分析验证

经典的射电望远镜和光学反射望远镜投影的电磁波类似的基本原则，是一个确切的镜面反射同相到达公众关注的焦点。旋转抛物面反射镜容易实现相同的焦点，因此，大部分的射电望远镜天线是抛物线。 VHF或长分米波观察，金属丝网镜;厘米波和毫米波观测镜，你需要平滑精确的金属板（或涂层）。而汇集成的无线电波的天体投影望远镜的焦点，必须达到一定的功率电平，为了接收器检测到。目前的检测技术要求的最低水平一般应在10─20瓦。 RF信号功率首先在焦点10至1,000倍的放大倍率，并转换成一个较低的中频（IF），然后使用该电缆将它发送到控制室，进一步放大，检波，并最终适合于特定研究记录，处理和显示。

你好。射电望远镜简介射电望远镜（radiotelescope）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。2012年10月28日，亚洲最大的全方位可转动射电望远镜在上海天文台正式落成。这台射电望远镜的综合性能排名亚洲第一、世界第四，能够观测100多亿光年以外的天体，将参与我国探月工程及各项深空探测。基本原理经典射电望远镜[1-2]的基本原理[3]是和光学反射望远镜相似，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!射电望远镜是主要接收天体射电波段辐射的望远镜。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜!1931年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人格罗特·雷伯在自家的后院建造了一架口径米的天线，并在1939年接收到了来自银河系中心的无线电波，并且根据观测结果绘制了第一张射电天图。射电天文学从此诞生。雷伯使用的那架天线是世界上第一架专门用于天文观测的射电望远镜!20世纪60年代天文学取得了四项非常重要的发现：脉冲星、类星体、宇宙微波背景辐射、星际有机分子，被称为“四大发现”。这四项发现都与射电望远镜有关!天文望远镜的极限分辨率取决于望远镜的口径和观测所用的波长。口径越大，波长越短，分辨率越高。由于无线电波的波长要远远大于可见光的波长，因此射电望远镜的分辨本领远远低于相同口径的光学望远镜，而射电望远镜的天线又不能无限做大。这在射电天文学诞生的初期严重阻碍了射电望远镜的发展!1960年，英国剑桥大学卡文迪许实验室的马丁·赖尔（Ryle）利用干涉的原理，发明了综合孔径射电望远镜，大大提高了射电望远镜的分辨率。其基本原理是：用相隔两地的两架射电望远镜接收同天体的无线电波，两束波进行干涉，其等效分辨率最高可以等同于一架口径相当于两地之间距离的单口径射电望远镜。赖尔因为此项发明获得1974年诺贝尔物理学奖!射电天文学领域已经广泛应用长基线的干涉技术，把遍布全球的射电望远镜综合起来，获得了等效口径相当于地球直径量级的射电望远镜。美国建设了VLBA，欧洲建设了EVN，二者组成了国际VLBI网!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。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。