1608 년 Liporsay 라는 네덜란드 안경상이 뜻밖에 두 개의 렌즈로 먼 곳의 풍경을 볼 수 있다는 것을 발견했다. 이에 영감을 받아 그는 인류 역사상 최초의 망원경을 만들었다.

1609 년 갈릴레오는 지름이 4.2cm 이고 길이가 약1.2m 인 망원경을 제작했습니다. 그는 평평한 볼록 렌즈를 대물 렌즈로, 오목렌즈를 접안렌즈로 사용했습니다. 이 광학 시스템은 갈릴레오 망원경이라고 불린다. 갈릴레오는 망원경을 하늘로 겨누어 일련의 중요한 발견을 했다. 천문학은 망원경 시대에 접어들었다.

16 1 1 년, 독일 천문학자 케플러는 두 개의 쌍볼록 렌즈를 각각 물안경과 접안렌즈로 사용하여 배율을 크게 높였다. 나중에 사람들은 이 광학 시스템을 케플러 망원경이라고 불렀습니다. 현재 사람들은 여전히 이 두 종류의 굴절식 망원경을 사용하고 있는데, 천문 망원경은 케플러식을 채택하고 있다.

당시 망원경이 단렌즈를 대물 렌즈로 사용했기 때문에 심각한 색차가 있었다는 점을 지적해야 한다. 좋은 관찰 효과를 얻기 위해서는 곡률이 작은 렌즈가 필요한데, 이로 인해 거울체의 길이가 길어질 수밖에 없다. 그래서 오랫동안 천문학자들은 더 긴 망원경을 만드는 것을 꿈꿔 왔으며, 많은 시도는 실패로 끝났다.

1757 년 두룡은 유리와 물의 굴절과 분산을 연구함으로써 소색차 렌즈의 이론적 기초를 세우고 면류관 유리와 부싯돌 유리로 소색차 렌즈를 만들었다. 그 이후로 소색차 굴절 망원경이 장경 망원경을 완전히 대체했다. 그러나 기술적 제약으로 대형 부싯돌 유리를 주조하기가 어렵다. 무색 망원경 초기에는 최대 10 cm 렌즈만 갈아야 한다.

19 세기 말 제조 기술이 향상됨에 따라 대구경 굴절 망원경 제조가 가능해지면서 대구경 굴절 망원경 제조의 고조가 나타났다. 세계에 존재하는 70 cm 이상의 굴절 망원경 8 대 중 7 대는 1885 년에서 1897 년 사이에 지어졌으며, 가장 대표적인 것은 1897 년에 건설된/kloc-0 입니다

굴절 망원경은 초점 길이, 음의 스케일, 렌즈 배럴 굽힘에 민감하지 않은 등의 장점을 가지고 있으며 천체 측정에 가장 적합합니다. 하지만 항상 잔여색차가 있고, 자외선과 적외선 밴드의 방사선 흡수는 매우 강하다. 거대한 광학 유리의 주조도 매우 어렵다. 1897 년 엽크석 망원경이 완공되었을 때 굴절 망원경의 발전이 절정에 이르렀고, 이후 100 년 동안 더 큰 굴절 망원경이 나타나지 않았다. 이는 주로 기술적으로 완벽한 유리를 렌즈로 주조할 수 없고, 큰 크기의 렌즈는 중력의 작용으로 인해 변형이 뚜렷해지면서 또렷한 초점이 없어지기 때문이다.

이 반사 망원경을 편집하다.

최초의 반사식 망원경은 1668 년에 태어났습니다. 뉴턴은 비구면 렌즈를 여러 번 갈아서 실패한 후 구면경을 주 거울로 사용하기로 결정했다. 그는 직경 2.5cm 의 오목한 거울을 갈아서, 주 거울의 초점 앞에 각도 45o 의 반사경을 배치하여, 주 거울이 반사하는 스포트라이트가 90o 의 각도로 렌즈에서 접안경까지 반사하도록 했다. 이 시스템을 뉴턴 반사 망원경이라고 합니다. 그것의 구면거울은 약간의 수차를 일으킬 수 있지만 굴절경 대신 반사경을 사용하는 것은 매우 성공적이다.

1663 에서 제임스 그레고리는 메인 미러와 보조 미러, 둘 다 오목한 거울을 사용하는 방안을 제시했다. 보조 거울은 주 거울의 초점 밖에 있고, 주 거울의 중심에는 작은 구멍이 있어, 빛이 주 거울과 보조 거울을 두 번 반사한 후 작은 구멍에서 발사되어 접안렌즈에 도달한다. 이 디자인의 목적은 볼차와 색차를 모두 없애는 것이다. 이를 위해서는 포물선 주 거울과 타원체 보조 거울이 필요하다. 이론적으로는 정확하지만 당시의 제조 수준은 이 요구에 미치지 못했기 때문에 그레고리는 그에게 유용한 거울을 얻을 수 없었다.

1672 년 프랑스인 세그린은 반사식 망원경의 세 번째 디자인을 제안했다. 구조는 그레고리 망원경과 비슷하지만, 보조 거울은 주경의 초점 앞에서 볼록하다. 이것은 가장 많이 사용되는 카세글렌 반사식 망원경이다. 이로 인해 보조 거울이 반사하는 빛이 약간 발산되어 확대율은 낮아지지만 구차는 제거되어 망원경도 초점 거리를 짧게 만들 수 있다.

세그린 망원경의 주 거울과 보조 거울은 여러 가지 형태를 가질 수 있으며, 그 광학 성능도 다르다. 세그린 망원경의 초점 거리가 길고, 거울이 짧고, 배율이 커서, 얻은 이미지가 선명하다. Seglin focus 는 작은 시야의 천체를 연구하는 데 사용할 수 있고, Newton focus 는 넓은 면적의 천체를 촬영하도록 구성할 수 있다. 따라서 세그린 망원경이 널리 사용되고 있다.

허셜은 반사 망원경 제작의 대가이다. 그는 초창기에 음악가였다. 그는 천문학을 사랑했기 때문에 1773 부터 망원경을 갈아서 평생 수백 대의 망원경을 만들었다. 허셜이 만든 망원경에서 대물 렌즈는 거울 안에 비스듬히 놓여 방향 라이트가 반사된 후 거울 통의 한쪽에 모이게 한다.

반사식 망원경이 발명된 지 거의 200 년 동안 반사재료는 항상 발전을 가로막는 장애물이었다. 거울을 주조하는 청동은 부식하기 쉬우며 정기적으로 연마해야 하는데, 이는 많은 돈과 시간이 필요하고 부식성이 좋은 금속은 청동보다 더 촘촘하고 더 비싸다. (알버트 아인슈타인, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 성공명언) 1856 년, 독일의 화학자인 유스투스 폰 리비시 (justus von liebig) 는 유리에 얇은 은을 도금하고 광택을 낸 후 빛을 효율적으로 반사하는 방법을 발명했다. 이렇게 하면 더 좋고 더 큰 반사식 망원경을 만들 수 있다.

19 18 년 말 직경 254 cm 의 후크 망원경이 투입되어 하이얼이 지었다. 천문학자들은 이 망원경을 사용하여 은하수의 실제 크기와 우리가 있는 위치를 처음으로 밝혀냈다. 더 중요한 것은 허블의 우주팽창 이론은 후크 망원경으로 관찰한 결과다.

1920 년대와 1930 년대에 훅 망원경의 성공은 천문학자들이 더 큰 반사 망원경을 건설하도록 격려했다. 1948 년에 미국은 직경 508cm 의 망원경을 만들었습니다. 하이얼 (Haier) 의 뛰어난 망원경 제조업체를 기념하기 위해 하이얼 망원경 (Haier 망원경) 이라고 명명했습니다. 하이얼 망원경의 설계 제조는 지금까지 20 여 년이 되었다. 후크 망원경보다 시야가 더 멀고 해상도가 더 높지만, 인간이 우주에 대한 새로운 인식을 갖게 하지는 않았다. 아시모프가 말했듯이, "하이얼 망원경 (1948) 과 반세기 전 예크석 망원경 (1897) 은 특정 유형의 망원경이 거의 끝났음을 예고하는 것 같다." 1976 년 구소련에서 600 센티미터의 망원경을 만들었지만, 기능적으로는 하이얼 망원경만큼 좋지 않다는 것도 아시모프가 말한 것을 증명한다.

반사식 망원경은 색차가 없고, 넓은 가시광선 범위 내에서 천체가 보낸 정보를 기록할 수 있어 굴절식 망원경보다 쉽게 만들 수 있다는 장점이 많다. 하지만 조리개가 클수록 시야가 작아지고 물안경은 정기적으로 도금해야 하는 등 고유의 단점으로 인해 조리개가 커질수록 시야가 작아집니다.

이 반굴절 망원경 편집

굴절 망원경은 처음에 18 14 에 나타났다. 193/KLOC-0 이 망원경은 광조도가 강하고, 시야가 크고, 수차가 작으며, 하늘의 넓은 사진 촬영에 적합하며, 특히 어두운 성운 촬영에 적합하다. 슈미트 망원경은 이미 천문 관측의 중요한 도구가 되었다.

1940 년, 마크 소토프는 반월형 렌즈를 교정렌즈로 사용하여 또 다른 접는 반사망원경을 만들었다. 그것의 두 면은 곡률이 다른 두 개의 구인데, 차이는 크지 않지만 곡률과 두께는 모두 크다. 그것의 모든 표면은 구면이다. 슈미트 망원경의 보정판보다 연마가 더 쉽고 거울통이 더 짧지만, 시야는 슈미트 망원경보다 작아서 유리에 대한 요구가 더 높다.

굴절 망원경은 굴절 망원경과 반사 망원경의 장점을 모두 고려할 수 있기 때문에 아마추어 천문 관측과 천문 촬영에 적합하여 많은 천문 애호가들의 사랑을 받고 있다.

망원경의 집광 능력은 구멍 지름의 증가에 따라 증가한다. 망원경의 집광 능력이 강할수록 볼 수 있는 천체가 어두울수록 더 오래된 우주를 보는 것이다. 천체물리학의 발전에는 더 큰 구경의 망원경이 필요하다.

그러나, 망원경 구경이 커짐에 따라 일련의 기술적 문제도 뒤따른다. 하이얼 망원경 렌즈의 무게는 14.5 톤, 이동 가능한 부분의 무게는 530 톤, 6 미터 거울의 무게는 800 톤이다. 망원경의 자중으로 인한 렌즈 변형은 상당히 크며, 온도가 균일하지 않아 거울이 변형되어 이미징 품질에 영향을 미친다. 제조의 관점에서 볼 때, 기존 방법으로 망원경을 제조하는 비용은 구경의 제곱이나 입방체에 거의 비례하므로 더 큰 구경의 망원경을 만드는 새로운 방법을 찾아야 한다.

1970 년대 이래로 광학, 기계, 컴퓨터, 자동 제어, 정밀 기계 등 망원경 제조에 많은 신기술이 개발되었다. 이 기술들은 망원경의 제조가 거울 구경의 한계를 돌파하고, 비용을 절감하고, 망원경의 구조를 단순화하게 했다. 특히 능동적인 광학 기술의 출현과 응용은 망원경의 설계 이념에 비약적인 도약을 가져왔다.

1980 년대 이후 새로운 세대의 대형 망원경을 만드는 열풍이 국제적으로 일고 있다. 이 가운데 유럽 남방천문대의 VLT, 미영가의 쌍둥이자리, 일본의 스바루 등은 얇은 거울을 메인 미러로 사용한다. 미국의 케크 I, 케크 II, HET 망원경의 메인 미러는 모두 접합 기술을 사용한다.

최상의 작업 상태에서 전통적인 망원경의 우수한 사이글린초는 기하학적 빛의 80% 를 0.6 범위에 집중시킬 수 있으며, 신기술로 만든 차세대 대형 망원경은 80% 의 빛 에너지를 0.2 ~ 0.4 에 집중시킬 수 있다.

대표적인 대형 망원경 몇 가지를 소개한다.

케크 망원경 (케크 1 호, 케크 2 호)

케크 1 호와 케크 2 호는 각각 199 1 과 1996 에 건설되었다. 이들은 현재 세계에서 이미 가동되고 있는 가장 큰 광학 망원경으로, 그 자금은 주로 기업가 케크 W M 기부 (케크 I 는 9400 만 달러, 케크 II 는 7460 만 달러) 에 의해 붙여진 이름이다. 이 두 개의 똑같은 망원경은 하와이의 모나크에 배치되어 간섭 관찰을 위해 함께 배치되었다.

이들의 구멍 지름은 10 미터로 36 면 육각 거울로 구성되어 있습니다. 각 거울의 조리개는1.8m 이고 두께는10cm 에 불과합니다. 활성 광학 지지 시스템을 통해 반사경은 매우 높은 정확도를 유지합니다. 초점 평면 장치에는 근적외선 카메라, 고해상도 CCD 탐지기, 고색 스펙트럼 등 세 가지가 있습니다.

케크와 같은 큰 망원경은 우리가 시간의 긴 강을 따라 우주의 기원을 탐구할 수 있게 해 주며, 케크는 우주가 처음 탄생한 순간을 우리에게 보여 줄 수 있다.

유럽 남부 천문대 초대형 망원경 (VLT)

1986 부터 유럽 남방천문대는 4 대의 8m 망원경으로 구성된 동등한 구멍 지름이16m 인 광학 망원경을 개발해 왔습니다. 4 개의 8 미터 망원경이 일직선으로 늘어섰다. 초점 거리 비율이 F/2 인 RC 광학 시스템입니다. 메인 미러는 활성 광학 시스템에 의해 지원됩니다. 정확도1",추적 정확도 0.05", 렌즈 중량 100 톤, 포크 암 중량은 10 톤보다 작습니다. 이 네 개의 망원경은 간섭 배열을 형성하여 한 쌍의 간섭 관찰을 하거나 각자 독립적으로 사용할 수 있다.

이 중 두 개는 이미 완성되었고 2000 년에 완성될 것으로 예상된다.

쌍둥이자리 망원경 (쌍둥이자리)

쌍둥이자리 망원경은 미국이 주도하는 국제설비 (그 중 미국은 50%, 영국은 25%, 캐나다는 15%, 칠레는 5%, 아르헨티나는 2.5%, 브라질은 2.5%) 로 미국 대학 천문연합회 (AURA 그것은 두 대의 8m 망원경으로 이루어져 있는데, 하나는 북반구에 있고, 하나는 남반구에 있으며, 하나는 하루 종일 시스템 관찰을 한다. 메인 미러는 활성 광학 제어를 사용하고, 보조 미러는 기울기 미러를 사용하여 빠르게 보정하며, 적외선 영역은 어댑티브 광학 시스템을 통해 회절 한계에 가까워집니다.

공사는 9 월에 착공되었습니다. 1993. 첫 번째는 7 월 하와이에서, 1998, 두 번째는 2000 년 9 월 칠레의 serapa Qiongtai 사이트에서 개설됐다. 전체 시스템은 200 1 년 검수 후 가동될 것으로 예상됩니다.

플레이아데스 (일본) 8 미터 망원경 (스바루)

이것은 8 미터 길이의 광학/적외선 망원경입니다. 세 가지 특징이 있습니다. 하나는 반사경이 얇으며, 활성 광학과 어댑티브 광학을 통해 높은 이미징 품질을 얻을 수 있습니다. 두 번째는 0. 1 "의 고정밀 추적을 달성 할 수 있다는 것입니다. 셋째, 원통형 관찰실을 사용하여 통풍과 공기 필터를 자동으로 제어하여 열난류를 제거하여 최적의 상태를 얻을 수 있습니다. 이 망원경은 Serrurier 트러스를 사용하여 이동할 때 주 프레임과 보조 프레임을 평행으로 유지합니다.

이 망원경은 Monaque Asia 에 설치되며 199 1 부터 9 년 동안 완성될 예정입니다.

대 면적 다목적 광섬유 스펙트럼 망원경 (LAMOST)

이것은 우리나라가 짓고 있는 반사식 슈미트 망원경으로, 유효 구경 4 미터, 초점 거리 20 미터, 시야 20 제곱도입니다. 기술적 특징은 다음과 같습니다.

1. 반사 슈미트 시스템에 활성 광학 기술을 적용하여 천체 움직임을 추적할 때 실시간으로 볼 차이를 보정하여 큰 조리개와 넓은 시야 기능을 모두 제공합니다.

구형 주 거울과 거울은 모두 접합 기술을 사용합니다.

3. 다목표 광섬유 (최대 4000 개, 일반 망원경은 600 개) 의 스펙트럼 기술은 중요한 돌파구가 될 것이다.

LAMOST 는 센서스에서 은하의 극한성 등을 20.5m 으로 밀어 SDSS 계획보다 약 2 배 정도 높아져 107 개 은하의 센서스를 달성하고 1 개 규모의 관측 목표를 늘렸다.

1932, 얀스키. K. G 는 은하계 중심 (인마자리 방향) 에서 온 전파발사를 전파안테나로 감지했다. 이는 인류가 전통적인 광학 대역 밖의 첫 번째 관측 창구를 상징한다.

제 2 차 세계대전이 끝난 후 전파 천문학이 출현했고, 전파 망원경은 전파 천문학의 발전에 중요한 역할을 했다. 예를 들어, 1960 년대 천문학의 4 대 발견으로 퀘이사, 펄서, 성간 분자, 우주 마이크로파 배경 복사는 모두 전파 망원경을 통해 관찰되었다. 전파 망원경의 모든 중대한 발전은 예외 없이 전파 천문학의 발전에 이정표를 세울 것이다.

영국 맨체스터 대학은 1946 년에 직경 66.5m 의 고정 포물선형 전파 망원경을 건설하고 1955 년에는 세계 최대의 회전식 포물선형 전파 망원경을 건설했다.

1960 년대에 미국은 푸에르토리코 아레시보에 직경 305 미터의 포물선형 전파 망원경을 건설했다. 그것은 산비탈을 따라 지면에 고정되어 있어서 회전할 수 없다. 세계에서 가장 큰 단일 조리개 전파 망원경입니다.

1962 년 라일은 합성 구멍 지름 전파 망원경을 발명하여 1974 년 노벨 물리학상을 수상했다. 합성 구멍 지름 전파 망원경은 하나의 큰 구경 단일 안테나에 여러 개의 작은 안테나 구조를 더한 것과 같은 효과를 거두었다.

1967 Broten 등은 처음으로 VLBI 간섭 줄무늬를 기록했다.

1970 년대에 연방 독일은 본 근처에 직경100m 의 전방향 회전 포물선형 전파 망원경을 건설했는데, 이것은 세계에서 가장 큰 회전 가능한 단일 안테나 전파 망원경이다.

1980 년대 이후 유럽의 VLBI 네트워크 (EVN), 미국의 VLBA 어레이, 일본의 공간 VLBI(VSOP) 가 잇따라 사용되어 차세대 전파 망원경의 대표로 민감도, 해상도, 관측 대역에서 기존 망원경을 크게 능가했다.

중국과학원 상하이 천문대와 우루무치 천문대의 25 미터 전파 망원경 두 대가 미국의 지구 자전 연속 관측 프로그램 (CORE) 과 유럽의 매우 긴 기준선 간섭계 네트워크 (EVN) 에 정식 회원으로 참여해 각각 지구 자전과 고정밀 천체측정 연구 (CORE) 와 천체물리학 연구 (EVN) 에 참여했다. 이런 각국의 전파 망원경의 긴 기준선 간섭 관측 방식은 어느 나라도 대형 망원경을 단독으로 사용해도 얻을 수 없는 효과를 거두었다.

또한 미국 국립 4 대 천문대 (NARO) 에서 개발한 100m 단일 안테나 망원경 (GBT) 은 차폐되지 않은 (부분 공급) 및 능동 광학 설계를 채택하고 있습니다. 안테나는 현재 설치 중이며 2000 년에 가동될 수 있습니다.

국제적으로 수신 면적이 1 제곱킬로미터인 저주파 전파 망원경 배열 (SKA) 을 공동으로 개발할 예정이다. 이 계획은 저주파 전파 관측의 감도를 두 정도 높여 관련 국가들이 각종 사전 연구를 진행하고 있다.

라디오 관측 대역 적용 범위를 늘리는 데 있어서, 미국 스미소니언 천체물리학 천문대와 중국 대만성 천문과 천체물리학연구소는 하와이에 최초의 아밀리미터 간섭 어레이 (SMA) 를 건설하고 있으며, 8 개의 6 미터 안테나로 구성되어 있으며, 작동 주파수 범위는 190GHz ~ 85z 이며, 일부 장비는 이미 설치되어 있다. 미국의 밀리미터 웨이브 어레이 (MMA) 와 유럽의 대남 하늘 어레이 (LAS) 가 새로운 밀리미터 웨이브 어레이 프로그램인 ――ALMA 로 통합됩니다. 이 프로젝트에는 최대 기준선이 10km 를 초과하고 작동 주파수 범위가 70 ~ 950GHz 인 64 개의 12m 안테나가 포함됩니다. 합병이 성공하면 200 1 건설될 예정이며 일본도 이 프로젝트에 참여할 가능성을 고려하고 있다.

전파 관측의 각도 해상도를 높이기 위해 차세대 대형 장비는 대부분 간섭 어레이 방안을 고려하고 있습니다. 공간 VLBI 관측의 각도 해상도와 감도를 더욱 높이기 위해 2 세대 공간 VLBI 프로젝트인 ——25m 구멍 지름을 제시했다.

이 장치들의 건설과 사용은 전파 천문학을 천문학의 중요한 연구 수단으로 만들어 천문학의 발전에 예측할 수 없는 기회를 가져다 줄 것이라고 믿는다.

우리는 지구 표면에 두꺼운 대기층이 있다는 것을 안다. 지구 대기의 다양한 입자와 천체 복사의 상호 작용 (주로 흡수와 반사) 으로 인해 대부분의 대역의 천체 복사는 지면에 도달할 수 없습니다. 사람들은 지상에 도달할 수 있는 밴드를' 대기창' 이라고 형상적으로 부르는데, 이런' 창문' 은 세 가지가 있다.

광학 창: 가시 광선 밴드 (400-700nm) 를 포함하여 파장이 300-700nm 사이인 가장 중요한 창입니다. 광학 망원경은 줄곧 지상 천문 관측의 주요 도구였다.

적외선 창: 적외선 밴드의 범위는 0.7 ~ 1000 미크론 사이이며, 지구 대기 중 다른 분자가 흡수하는 적외선 파장이 다르기 때문에 적외선 밴드의 상황은 더욱 복잡하다. 천문학 연구는 보통 7 개의 적외선 창을 사용한다.

라디오 창: 라디오 밴드는 파장이 1mm 보다 큰 전자파를 나타냅니다. 대기도 소량의 전파 대역을 흡수하지만, 대기는 40 mm ~ 30 m 범위에서 거의 완전히 투명하며, 우리는 일반적으로 1 mm ~ 30 m 의 범위를 전파 창이라고 부른다.

대기는 자외선, X 선, 감마선과 같은 다른 밴드에 불투명하며, 이 밴드의 천문 관측은 위성에서 며칠 후에야 실현될 수 있다.

이 적외선 망원경을 편집하다.

최초의 적외선 관측은 18 세기 말까지 거슬러 올라갈 수 있다. 그러나 지구 대기의 흡수와 산란으로 인해 지면의 적외선 관측은 소수의 근적외선 창구로 제한된다. 더 많은 적외선 밴드 정보를 얻기 위해서는 공간 적외선 관측이 필요하다. 현대 적외선 천문 관측은 1960 년대와 1970 년대에 흥성했는데, 당시 고공 풍선과 비행기가 휴대한 적외선 망원경이나 탐지기를 이용하여 관측하였다.

1983 65438+ 10 월 23 일, 최초의 적외선 천문 위성 IRAS 는 미국 영국 네덜란드가 공동으로 발사했다. 그것의 주체는 직경 57cm 의 망원경으로 주로 순천 업무에 종사한다. IRAS 의 성공은 적외선 천문학의 모든 수준에서 발전을 크게 촉진시켰다. 지금까지, IRAS 의 관측원은 여전히 천문학자 연구의 인기 목표이다.

1995165438+10 월 17 적외선 공간 천문대 (ISO) 가 유럽과 미국 일과의 협력을 통해 발사되어 예정된 궤도에 진입했습니다. ISO 의 주체는 지름이 60cm 인 R-C 망원경입니다. IRAS 보다 훨씬 뛰어난 기능과 성능을 제공합니다. 그것은 각각 이미징, 편광, 분광, 래스터 분광, F-P 간섭 분광, 측광 등의 기능을 실현하는 4 대의 관측기를 가지고 있다. ISO 의 밴드 범위는 IRAS 에 비해 근적외선에서 원적외선 범위까지 더 넓습니다. 더 높은 공간 해상도를 가지고 있습니다. 감도가 더 높습니다 (IRAS 의 100 배 정도). 더 많은 기능을 제공합니다.

ISO 의 실제 작업 수명은 30 개월이며 목표에 대한 고정 관찰 (IRAS 관측은 순천관측) 은 천문학자가 제기한 문제를 목표로 해결할 수 있다. 앞으로 몇 년 동안 ISO 데이터를 기반으로 한 연구가 천문학의 핫스팟 중 하나가 될 것으로 예상된다.

태양계에서 우주로 가는 대형 적외선 망원경은 광학 망원경과 비슷하거나 비슷한 점이 많기 때문에 지면의 광학 망원경을 약간 개조하여 적외선 관측에도 종사할 수 있다. 이렇게 하면 이 망원경들은 달밤이나 낮에 적외선 관측을 하여 관측 설비의 효율을 충분히 발휘할 수 있다.

이 자외선 망원경 편집

자외선 밴드는 X 선과 가시광선 사이의 주파수 범위이며 관찰 밴드는 3 100 ~ 100 에입니다. 자외선 관측은 오존층과 대기의 흡수를 피하기 위해 150 km 높이에서 진행해야 한다. 첫 자외선 관측은 풍선으로 망원경을 하늘로 옮기는 것이었다. 나중에 로켓, 우주 왕복선, 위성 등 우주 기술을 이용하여 자외선 관측이 진정한 발전을 이루게 되었다.

자외선 대역의 관측은 천체물리학에서 중요한 의의를 가지고 있다. 자외선 밴드는 X 선과 가시광선 사이의 주파수 범위입니다. 역사적으로 자외선과 가시광선의 경계선은 3900 엘이었는데, 당시의 구분 기준은 육안으로 볼 수 있는지 여부였다. 현대 자외선 천문학의 관측 밴드는 3 100 ~ 100 으로 엑스레이와 연결되어 있다. 오존층에 의한 전자기파의 흡수 한계가 바로 여기에 있기 때문이다.

1968 년 미국은 OAO-2 를 출시했고, 이후 유럽은 TD- 1A 를 출시했다. 그들의 임무는 하늘의 자외선 복사에 대한 전면적인 조사를 하는 것이다. OAO-3 은 코페르니쿠스라고 불리며 1972 년에 발사되어 하늘로 올라갔다. 그것은 0.8 미터 자외선 망원경을 가지고 9 년 동안 정상적으로 작동했고, 천체의 자외선 스펙트럼을 950 에서 3500 에까지 관찰했다.

국제 자외선 탐지기 (IUE) 는 1978 년에 발사되었다. 그것의 망원경 입구는 코페르니쿠스보다 작지만, 탐사 감도는 오히려 크게 향상되었다. (아리스토텔레스, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언) IUE 의 관측 데이터는 이미 중요한 천체물리학 연구 자원이 되었다.

1990 65438+2 월 2 일 ~ 1 1 일, 콜롬비아 우주왕복선은 Astro- 1 천문대를 탑재하고 우주실험실에서 자외선을 맞춘다 1995 년 3 월 2 일부터 Astro-2 천문대는 16 일간의 자외선 천문 관측을 마쳤다.

6 시 438 분부터 9 시 92 분까지 미국 항공우주국은 극자외선 대역에서 하늘을 관측하기 위해 관측 위성 EUVE 를 발사했다.

FUSE 위성은 1999 년 6 월 24 일 발사돼 미국항공우주국의' 기원계획' 프로젝트 중 하나로 천문학에서 우주 진화에 관한 기본적인 질문에 답하는 임무를 맡고 있다.

자외선 천문학은 전 대역 천문학의 중요한 구성 요소이다. 코페르니쿠스가 발사한 지 30 년 만에 자외선 대역에서 EUV (극자외선), FUV (극자외선), UV (자외선) 등 각종 탐사 위성이 개발되어 모든 자외선 대역을 덮었다.

엑스선 망원경:

X-레이 복사의 파장 범위는 0.0 1- 10 nm 입니다. 여기서 파장이 짧은 (에너지가 높은) 것을 하드 X-레이라고 하고 파장이 긴 것을 소프트 X-레이라고 합니다. 천체가 방출하는 X-레이는 전혀 지면에 도달할 수 없기 때문에 1960 년대 인공위성이 발사된 후에야 천문학자들이 중요한 관찰을 하고 X-레이 천문학이 발전할 수 있었다. (윌리엄 셰익스피어, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 과학명언) 초기에는 주로 태양의 엑스레이를 관측했다.

1962 년 6 월, 미국 MIT 연구팀은 전갈자리에서 온 강력한 X-레이원을 처음으로 발견해 비태양 X-레이 천문학을 빠른 발전 단계로 이끌었다. 1970 년대에 고에너지 천문대 1 과 2 개의 위성 발사에 성공하여 처음으로 X-선 대역 순천을 실시하여 X-선 관측 연구가 큰 걸음을 내디뎠으며 X-선 관측 열풍이 형성되었다. 1980 년대 이후, 많은 국가들이 X-레이 밴드를 연구하기 위해 위성을 발사했습니다.

1987 년 4 월, 독일, 영국, 구소련, 네덜란드에서 개발한 X 선 탐사선은 구소련의 로켓에 의해 우주로 보내졌다.

1987 일본 X 선 탐사 위성 GINGA 발사;

1989 구소련은 구소련, 프랑스, 불가리아, 덴마크에서 개발한 7 대의 탐사선을 휴대하는 고에너지 천체물리학 실험 위성인 ——Granat 을 발사했다. 주요 업무는 이미징, 분광학, 폭발 현상을 관찰하고 모니터링하는 것이다.

1990 년 6 월, 렌진 X 선 천문 위성 (ROSAT) 이 지구 궤도에 진입하여 연구에 쓰이는 중요한 관측 자료를 대량으로 얻었다. 지금까지 예정된 관측 임무가 기본적으로 완료되었습니다.

1990 1990 년 2 월, 콜롬비아 우주 왕복선은 미국 광대역 X 선 망원경을 9 일 동안 우주로 가져왔습니다.

1993 년 2 월, 일본' 새' X 선 탐사 위성이 로켓에 의해 궤도에 진입했다.

1996 년 미국은 X 선 포토메트릭 위성 (XTE) 을 발사했다.

1999 년 7 월 23 일, 미국은 첨단 X-레이 천체물리장치 (CHANDRA) 로 위성 하나를 성공적으로 발사했고, 다른 위성은 2000 년에 발사될 예정이다.

유럽 우주는 XMM 이라는 위성을 발사했다.

2000 년에 일본은 X 선 관측 장치도 발사할 것이다.

상술한 프로젝트와 계획은 앞으로 몇 년 동안 엑스레이 관측과 연구의 절정이 될 것이라고 밝혔다.

감마선 망원경;

감마선은 하드 엑스레이보다 파장이 짧고 에너지가 더 높다. 지구 대기층의 흡수로 감마선의 천문 관측은 고공 풍선과 인공위성이 휴대하는 기구를 통해서만 진행될 수 있다.

199 1 년, 미국 콤프 턴 (감마선) 우주 천문대 (콤프 턴 GRO 또는 CGRO) 가 우주 왕복선에 의해 지구 궤도에 진입했다. 주요 임무는 감마대 하늘의 첫 순천을 전개하는 동시에 강력한 우주 감마선원의 고감도와 고해상도 영상, 에너지 스펙트럼 측정, 광변화 측정을 실시하여 중대한 과학적 가치를 지닌 많은 성과를 거두었다.

CGRO 는 4 개의 기기를 갖추고 있으며, 이전 탐사 장비에 비해 규모와 성능이 모두 한 단계 향상되었다. 이 계기들의 성공적인 개발은 고에너지 천체물리학 연구에 깊은 변화를 가져왔으며, 감마선 천문학이 성숙기에 접어들고 있음을 상징한다. CGRO 가 소지하고 있는 네 가지 기기는 폭발 및 일시적 소스 실험 (BATSE), 가변 방향 깜박임 스펙트럼 실험 (OSSE), 1Mev~30Mev 범위 내에서 작동하는 이미징 망원경 (COMPTEL) 및 작업/

콤프 턴 우주 천문대 (Compton Space Observatory) 의 성공에 고무된 유럽 과학 연구 기관은 새로운 감마선 망원경 프로젝트인 ——INTEGRAL 을 개발하여 200 1 에 우주로 보낼 예정이며, 그 발사는 콤프 턴 우주 천문대 이후 감마선 천문학의 진일보한 발전을 위한 토대를 마련할 것이다.

우리는 지구 대기에서 전자파의 흡수가 심각하다는 것을 알고 있으며, 지상에서는 라디오, 가시광선, 적외선 밴드만 관찰할 수 있다. 우주 기술이 발달하면서 대기 밖의 관측이 가능해지면서 대기 밖에서 관찰할 수 있는 우주 망원경이 생겼습니다. 우주 관측 장비는 지상 관측 장비에 비해 큰 장점이 있다. 광학 망원경의 경우 망원경이 받을 수 있는 대역이 훨씬 넓어서 단파가100nm 까지 확장될 수 있다. 대기 지터가 없으면 해상도가 크게 높아질 수 있으며 우주에 중력이 없고 기기가 자중으로 변형되지 않습니다. 앞서 언급한 자외선 망원경, 엑스레이 망원경, 감마선 망원경, 일부 적외선 망원경의 관측은 모두 지구 대기권 밖에서 이루어지며 우주 망원경에 속한다.

허블 우주 망원경

미국 항공우주국이 주관하는 네 개의 거대한 우주 천문대 중 첫 번째이자 가장 크고 비싸며 가장 인기 있는 천문 관측 프로젝트다. 1978 년, 디자인 7 년, 1989 년 완공, 1990 년 4 월 25 일 우주왕복선에 의해 발사돼 30 억 달러를 썼다. 그러나 인위적인 요인으로 인해 메인 미러 광학 시스템 구차가 발생하여 1993 65438+2 월 2 일에 대규모 복구 작업을 해야 했다. 복구의 성공으로 HST 의 성능이 원래 설계 목표를 충족하거나 능가했습니다. 관측결과 그 해상도가 지상 대형 망원경보다 수십 배 높은 것으로 나타났다.

HST 는 처음 발사될 때 광각/행성 카메라, 어두운 천체 카메라, 어두운 천체 분광계, 고해상도 분광계, 고속 광도계 등 5 대의 과학 기기를 탑재했습니다.

1997 유지 보수 과정에서 HST 를 위한 2 세대 기기 (우주 망원경 이미징 분광계, 근적외선 카메라, 다목적 분광계 포함) 를 설치하여 HST 의 관측 범위를 근적외선 () 으로 확대하여 자외선 스펙트럼의 효율성을 높였습니다.

19 년 2 월 1999 수리는 HST 를 위해 팽이와 새 컴퓨터를 교체하고 3 세대 기기인 고급 센서스 카메라를 설치해 자외선-광학-근적외선 감도와 측량 성능을 향상시켰다.

HST 는 국제 천문학의 발전에 매우 중요한 영향을 미친다.

2 1 세기 초 우주 망원경:

차세대 대형 우주 망원경 (NGST) 과 우주 간섭 측정 임무 (SIM) 는 미국 항공우주국 오리건 (NASA Origin) 의 중점 프로젝트로, 초기 우주에서 형성된 최초의 은하와 성단을 탐색하는 데 쓰인다. 여기서 NGST 는 직경 4 ~ 8m 의 대구경 수동 냉각 망원경으로 HST 와 SIRTF (적외선 우주 망원경) 의 후속 프로젝트입니다. 그 강력한 관측 능력은 특히 광학, 근적외선, 중적외선 대형 시야, 회절 한계 측량 등에 나타난다. 근거리 궤도에서 실행되는 SIM 은 마이클 간섭 방안을 사용하여 정확한 별 절대 위치 측정을 제공합니다. 정확도는 밀리초이며 지도를 합성하고 고해상도 이미지를 생성할 수 있는 능력을 갖추고 있어 다른 행성 등 과학적 목적을 찾는 데 사용할 수 있습니다.

천체물리학 전천천체측정간섭계 (GAIA) 는 은하수의 전체 기하학과 운동학을 전면적으로 순회하며 천체물리학 연구의 광활한 영역을 개척한다. 가이아는 피소 간섭 방안을 채택했고, 시야는 1 이다. 가이아와 SIM 의 임무는 대체로 상호 보완적이다.