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2第二讲 望远镜和天文观测


俞云伟 华中师范大学天体物理研究所

什么是天体物理?
01 哲学 02 经济学 03 法学 04 教育学 05 文学 06 历史学 07 理学 08 工学 09 农学 10 医学 11 军事学 12 管理学 13 艺术学

0701 数学 0702 物理学 0703 化学 070401 天体物理 0704 天文学 070402

天体测量与天体力学 0705 地理学 0706 大气科学 0707 海洋科学 0708 地球物理学 0709 地质学 0710 生物学 0711 系统科学 0712 科学技术史 0713 生态学 0714 统计学

070201 理论物理 070202 粒子物理与原子核物理 070203 原子与分子物理 070204 等离子体物理 070205 凝聚态物理 070206 声学 070207 光学 070208 无线电学

天文学
? 天体测量学:精确测定天体的位置和运动。
? 天体力学:研究天体运动的动力学问题,主要理论基础是牛顿力学

(在高精度情况下需要应用广义相对论给出修正)。
? 天体物理学:应用物理学的理论、方法和技术,研究天体的形态、结

构、化学组成、物理状态和演化规律。

19世纪以前的天文学就是天体测量和天体力学。 天体测量和天体力学在当前仍然具有极其重要的意义。

天体物理学产生的历史背景

? 1748-1749年间,英国人梅耳维尔用棱镜观察了多种材

料的火焰光谱。

1814, 夫琅和费开始系统研究太阳光谱,发现了576条暗谱线

? 夫琅和费建造了刻纹机,用金刚石在玻璃上刻痕做成

透射光栅,获取了D线的波长为0.00058877毫米。
? 1848年傅科注意到钠焰即发射D线,同时也会从更强

的弧光吸收D线。

谱线

元素

棱镜光谱仪

1854年基尔霍夫与化学家本生开始 研究处于金属盐蒸气中的火焰的光 谱,从而为光谱分析奠定了基础, 并创立了光谱化学分析法和发现了 铯(1860)、铷(1861)两种元素。

1859年基尔霍夫提出了热辐射定律, 并将绝对黑体的概念引入物理学。

1860年,基尔霍夫发现光谱转换定则,第一次 正确地解释了太阳光谱中的黑带,并提出了关 于太阳大气化学成分的假设。 标志着天体物理学的诞生。

恒星能源问题
如果太阳是依靠燃烧煤或石油提供能量,那么只要 4~7年时间太阳就将用完自己的燃料,这显然是不 可能的。 如果是释放引力能维持太阳发光,它从现在的大小 收缩到一个点所提供的能量也只够太阳用2000年 。

? 上世纪30年代,英国天文学家爱丁顿提

出,根据爱因斯坦质能关系可以解释恒 星的能量来源。 反应和碳氮循环核反应提供了恒星的能 量,从而解决了恒星的能源问题,贝蒂 也因此获得了1967年的诺贝尔物理学奖。

? 1938年,美国天文学家贝蒂指出氢氦聚变

? 哈根斯:天体光谱学的先驱者,首先把光谱分析应 用于恒星研究,并将照相术用于光谱研究。指出 亮星具有和太阳相同的化学组成,利用多普勒效 应,根据恒星的谱线位移测定天狼星的视向速度。 ? 洛基尔:1868年利用分光镜观察太阳表面,发现 一条新的黄色谱线,并认为是属于太阳上的某个 未知元素,故名氦,原意是“太阳”。 1895年证 实地球上也存在氦。 ? 哈佛大学:1885-1924完成了对225,000颗恒星的 光谱分类。

赫罗图
? 1911年丹麦天文学家赫茨普龙,1913年美

国天文学家罗素各自独立绘出恒星的光 度—温度图,发现大多数恒星分布在图中 左上方至右下方的一条狭长带内,从高温 到低温的恒星形成一个明显的序列,称为 “主星序”。

天体物理研究的基本技术手段,就是 需要观测天体在各个频率的发光性质。
无线电波(射电) 红外线 可见光 紫外线 X射线 伽玛射线
人类的观测能力在过去的几十年里有了急剧的改进。探测能力不要紧在 可见光波段有显著增长,也极大地扩展到其它波段。观测能力的改进有 力地推动了天文学和天体物理学的发展。

第一台天文望远镜

折射式望远镜

伽利略望远镜光路

球差问题

开普勒望远镜光路

优点:(1)得到的像是实像,球差大大减小。(2) 视场比较大,可以将十字丝安装在物镜成像的地方, 方便测量。 缺点:倒像。

世界上最大的折射式望远镜:叶凯士天文台的1m折射望远镜。

惠更斯

? 自动跟踪系统 ? 分光计

夫琅和费

? 他让人类接近了恒星

? 折射式望远镜的缺点:

(1)物镜的色差。 (2)磨制较大的物镜非常困难。

(3)目镜离支点很远,限制了仪器的重量。
(4)望远镜容易受干扰,需要多人同时工作。

反射式望远镜

? 彻底消除了色差。
? 制作比较容易(反射镜不一定要是玻璃),使用更方

便

? 观测能力更强大,15cm的反射镜观测效果不亚于2m的

折射镜。
? 反射式望远镜很快成为光学望远镜的主流。目前世界

上最大型、最优秀的望远镜都是反射式望远镜。

口径:6英寸 长度:约二米 牛顿式反射 发现天王星 口径:122cm 焦距:12m 赫歇尔反射式

第三代罗斯伯爵制造的望远镜 口径:1.84m

2.54米胡克望远镜

5.08米海尔望远镜

斯密特折反式望远镜
? 折射式望远镜视场大,每次可以观测较大范围的天区。
? 反射式望远镜清晰度高但视场小。

斯密特式

马克苏托夫式

多面镜
? 1932年,霍恩*达尔多的多面镜思路。
? 1971年,美国史密逊天文台和亚利桑那大学联合研制。

于1979年制作了世界上第一台由6块口径1.8m的反射镜 组成的多镜面望远镜,效果相当于一台4.5m口径的单 镜面望远镜。
? 1984年凯克基金会资助加州理工学院建造了口径10m

的望远镜。

莫纳克亚山顶上的凯克双塔

欧洲南方天文台的甚大望远镜
? 1962年10月5日,欧南台成立(比利时、法国、德国、

荷兰、瑞典、丹麦、意大利、瑞士)。
? 1969年3月25日,欧南台在智利拉西亚山建立观测站。
? 1987年12月8日,全体一致通过建造甚大望远镜。四架

口径8.2m的望远镜作为干涉仪使用,相当于一架口径 16m的望远镜。

空间光学望远镜
1946年提出 1990年升空

我国的光学望远镜
上 海 天 文 台 1. 56 米 光 学 望 远 镜

云南天文台2.4米光学望远镜

紫金山天文台近地天体望远镜

国家天文台郭守敬望远镜

射电望远镜
? 射电天文学是由无线电通信技术的

发展而孕育和诞生的。
俄罗斯 波波夫

? 无线电波是指频率在3kHz到3GHz

(波长在105m到0.1mm)范围内的 电磁波。
? 只有0.36mm到30m的无线电波可

以穿透大气层,称为射电波段。

意籍英国 马可尼

长 波:30-300kHz (103-104m) 中 波:0.3-3MHz ( 102-103m ) 短 波:3-30MHz ( 10-102m) 超短波:30-300MHz ( 1-10m) 微 波:0.3-300GHz (0.1mm-1m)

射电波段

无线电超短波通信所使用的波段正好与射电天文的部分 观测波段一样。 无线电超短波通信的接收天线和接收技术完全可以为射 电望远镜所使用。

? 20世纪30年代,美国贝尔实验室无

线电工程师央斯基在研究短波通信 的天线干扰问题时,偶然发现了来 自宇宙的无线电波,开启了射电天 文学的序幕。

雷伯的望远镜
? 美国人雷伯在在家后院建造了世

界上第一台射电望远镜。
? 采用抛物面天线,直径9.6m,焦

距6.1m,工作波长1.87m。
? 底盘木制,表面是镀锌的铁皮。

? 雷伯在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。

接收机系统要求能把微弱的天体信号放大,因此需非常在意接收机本身的热噪声。 现代接收机浸泡在液氦中以保持-260C作于的温度。

雷达
? 雷达的概念形成于20世纪20年代初,雷达包括发射机

和接收机两部分。 ? 30年代,英国的沃森-瓦特使用雷达研究大气电离层。 ? 1935年,接受英国军方委托研制对空警戒雷达。 ? 1937年,爱德华-鲍恩研制了小型雷达并安装到飞机上 ,称为最早的机载雷达。
? 二战期间,英国人在海岸线上建起了雷达防御网络。

1943年10月,德国人也有了机载雷达。
? 雷达技术可以直接用于射电望远镜的研制,二战后,

许多雷达从军事上退役后,就直接转入天文的射电观 测。

20世纪60年代四大天文发现
? 宇宙微波背景辐射

? 射电脉冲星

? 星际有机分子

天文学家们起初认为星际气体都是单个原子或离子,分子是根本不可能存在 的。 1957年,美国物理学家汤斯指出了宇宙空间可能存在的17种星际分子,并提 出探测到它们的方法。 随后,科学家们1963年在仙后座探测到了羟基(OH),1968年在银河系中 心区探测到了氨(NH3)和水,1969年发现了甲醛(HCHO)。

著名射电望远镜
? 德国100米埃费尔斯贝格

英国洛弗尔电望远镜

澳大利亚帕克斯射电望远镜

? 美国格林班克100米

美 国 200 米 阿 雷 西 博 射 电 望 远 镜

贵州平塘县

乌 鲁 木 齐 天 文 台 射 电 望 远 镜

上 海 天 文 台 25 米 射 电 望 远 镜

紫金山天文台青海观测站天线罩 内的毫米波射电望远镜

射电望远镜阵列

大气窗口

高能望远镜

中国硬X射线调制望远镜(HXMT)

光学

紫外

X射线

射电

其它天文观测手段—— 引力波探测

中微子探测

4 p ? He ? 2e ? 2? ? 2?
?

超级神冈探测器(日本)

南极冰立方(IceCube)


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