望远镜

靠近加州洛杉矶，位于威尔逊山天文台的100英吋（2.54米）的虎克反射望远镜。
望远镜，是一种可以通过透镜或面镜将电磁波（例如可见光）折射或反射以协助观察远方物体的工具。已知能实用的第一架望远镜是在17世纪初期在荷兰使用玻璃透镜发明的。这项发明现在被应用在陆地和天文学。
在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。“望远镜”这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。
英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele意“远”＂far＂ 和 σκοπεῖν，skopein意“视”＂to look or see＂，合并为τηλεσκόπος音为＂teleskopos＂，意“远视”＂far-seeing＂）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

目录

1 简史
2 类型

2.1 光学望远镜
2.2 电波望远镜
2.3 X射线望远镜

3 大气层的电磁频谱不透明度
4 体系结构
5 规格参数
6 制作工艺
7 参见

简史
 格林威治皇家天文台“洋葱”式的圆顶内安放的是28英吋的折射望远镜。在前景中的是口径120公分（47英寸）的威廉·赫歇尔反射望远镜（由于它的焦距长度，被称为"40英尺望远镜"）剩余部分。
关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西（Hans Lippershey）在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。
在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。
在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一公尺（40英吋），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10公尺（33英尺），正在建造和设计的有30-40公尺。
20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。

类型
望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。
望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：

 X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。

 紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。

 光学望远镜：使用在可见光的波长。

 红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。

 次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。

 模板:Link-en：一种光学透镜技术。

 X射线光学：某些X射线波长的光学。

随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（James Clerk Maxwell Telescope，JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的斯皮策太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。
在望远镜设计中的另一个门槛，随着光子能量的增加（波长变短和频率增加）是使用全反射光学，而不是粗略的入射光学。像是TRACE和SOHO望远镜使用特殊的面镜反射极紫外线，否则不可能产生高解析度和较亮的影像。大口径并不意味着能收集更多的光，它收集的是高阶绕射极限的光。
望远镜也可以依据所在的位置来分类：地面望远镜、太空望远镜或飞行望远镜（Airborne observatory）。它们还能依据使用者是专业天文学家，还是业余天文学家来分类。拥有一架或多架望远镜与其它仪器的永久性房舍或载运工具，称为天文台。

光学望远镜
文件:Telescope.jpg 尼斯天文台的50公分折射望远镜。
光学望远镜主要是收集并聚焦电磁频谱中可见光部分的光线（虽然有些在红外线和紫外线的波段工作）。学望远镜明显增加远处物体的视角大小和视亮度。为了对影像观察、拍照、研究、并发送至电脑，望远镜会采用一个或多个光学曲面的元件来工作。通常由玻璃的透镜或面镜收集线或其它电磁波的辐射，将这些光或辐射汇聚到焦点上。光学望远镜使用在许多天文和非天文的仪器，包括：经纬仪（包括中星仪）、鉴识望远镜、 单筒望远镜、双筒望远镜、相机镜头、和间谍镜。望远镜有三种主要的学类型：

 使用透镜成像的折射望远镜。

 使用安排好的面镜成像的反射望远镜。

 使用面镜和透镜共同组合来成像的折反射望远镜。

除了这些基本的光学类型之外，还有许多改变光学设计以适合它们执行任务的子类型，像是摄星镜、寻彗镜、太阳望远镜等等。

电波望远镜
 位于美国新墨西哥州的圣阿古斯丁平原上的甚大天线阵
电波望远镜是电波天文学使用，有指向天线（Directional antenna）天线的望远镜。这些盘面有时是用导电的金属丝往建造，其口径小于所观测到的波长。多元素的电波望远镜由成对或更多的小望远镜组成，以合成口径相等于彼此间距离的虚拟望远镜，这个程序被称为孔径合成（Aperture synthesis）。在2005年，纪录上的阵列大小是地球直径的许多倍 －利用位于太空的甚长基线干涉测量望远镜，像是日本的HALCA（高度先进通信和天文学实验室VSOP (VLBI Space Observatory Program) satellite）
孔径合成现在也被应用在光学望远镜，使用在光学干涉仪 (光学望远镜阵列)，和在单一望远镜上使用口径遮蔽干涉（Aperture masking interferometry）。当可见光被阻挡或微弱时，电波望远镜也用来收集微波辐射，例如类星体。有些电波望远镜被使用于专案，例如SETI和阿雷西博天文台寻找外星生命。

X射线望远镜
大气层的电磁频谱不透明度
由于大气层对大部分的电磁波谱是不透明的，所以只有少数波段可以从地面观测得到。这些波段是可见光、近红外线和一些无线电波部分的频谱。由于这个原因，地面上没有远红外线、或X射线的望远镜。因为这些波段必须从轨道上才能观测。即使从地面上可以观测的波段，因为视像度的缘故，在轨道上的卫星安置光学望远镜依然是有利的。

体系结构

 光学系统

 棱镜系统

 物镜

 目镜

 机械系统

 望远镜的装置

 赤道仪

 经纬仪

 附件

 转仪钟

规格参数

 物镜口径

 放大倍数

 出瞳直径

 出瞳距离

 视场角度

 像场角度

制作工艺

 镀膜

 球面反射镜磨制工艺

 像差控制

 色差控制

参见

 显微镜

 放大镜

 眼镜

 监视器

 相机

 摄影机


折射望远镜

折射望远镜（ refractor ），物镜为透镜的光学望远镜。1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜（图1）。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。

图1　伽利略望远镜

1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。
直到18世纪初，折射望远镜的物镜都是单透镜，色差和球差均很严重。1756年，英国光学家J.多隆德发明了由一冕牌玻璃凸透镜和一火石玻璃凹透镜组合而成的消色差复合物镜，才使得折射望远镜成为18～19世纪目视观天的主要天文仪器。

世界上最大的折射望远镜

冕牌玻璃和火石玻璃都难以铸成质地既均匀、尺寸又足够大的透镜毛坯，因此世界上最大的折射望远镜的物镜口径是104厘米（图2）。现在存世的口径66～104厘米的大型折射望远镜总共只有12架，其中11架都建于19世纪80～90年代，正是折射望远镜的全盛时期。进入20世纪后，天文学的进展要求要有聚光本领更强大的天文望远镜，观天的主力几乎全都让位于口径可建造得更大的反射望远镜。此外，虽然20世纪还发明了由三四片透镜组成的大视场消色差天体照相仪，但最终也为口径更大、光力更强的折反射望远镜所取代。 图2　世界上最大的折射望远镜


伽利略望远镜

伽利略望远镜
伽利略望远镜，1609年，意大利科学家伽利略在得知有人发明了望远镜的消息后，随即用一凸透镜为物镜，用一凹透镜为目镜，分别置于一个管筒的两端，制成一架放大率3倍的望远镜。随后又制成另一架放大率8倍的望远镜。最后，制成一架口径4.4厘米，筒长1.2米，放大率33倍的望远镜。这就是天文学史上的第一架天文望远镜。后人称之为伽利略望远镜。该光学系统的特征是成的像是正像，像在焦平面之前。伽利略从1609年底起用他手制的望远镜指向夜空，观察天象，作出许多划时代的天文发现，从此天文学进入用望远镜观天的新时期。


开普勒望远镜

开普勒望远镜，1611年，德国天文学家J.开普勒采用凸透镜即正透镜为目镜，这样的望远镜成像在焦平面之后，像是倒像。后人称之为开普勒望远镜。由于这种光学系统的出射光瞳在目镜之外，便于目视观测，因此从17世纪中叶起天文学家普遍采用开普勒望远镜。


天体照相仪

天体照相仪（ astrograph ），专门以照相底片作为天体辐射接收器直接记录星空图像，并通常具有较大视场的光学望远镜。从19世纪下半叶起直到光电器件广泛应用于天文观测之前，近百年期间，和眼睛目视相比，照相术曾成为一种更高效和更客观的天文方法和手段。20世纪上半叶，发明了由三合透镜甚至四合透镜组成的具有像差较小，视场可达几十平方度的天体照相仪。在变星巡天、小行星和彗星搜索、物端棱镜光谱分类等领域都曾作出过重要贡献。
20世纪30年代发明，并从40年代起迅速推广和普及的施密特望远镜问世后，立即显现出经典天体照相仪无法与之比拟的优越性。首先，采用施密特天文光学原理的望远镜主镜是反光镜，经过特殊镀膜后，能够有效反射入射的天体光辐射的80％以上。然而，主镜由三块或四块透镜的组合体却会阻隔和散射掉入射光的70％～80％，极大地降低了效率。其次，虽然二者都是照相机，但施密特光学适用于可获取更多天体物理信息的国际多色测光系统，如UBV、UBVRI （见天体测光）等；但经典天体照相仪受主镜的玻璃元件的限制，至多只能实现照相和仿视双色测光系统。结果曾经作为照相巡天和照相测光的天体照相仪逐渐全面地为施密特望远镜取代。
20世纪80年代起，天文实测中开始了以数字化的电荷耦合器件（CCD）作为天体辐射接收器取代照相底片的进程。众所周知，照相乳胶的光量子效率只有2％～5％，而且感光反应的线性度很差，这是作为测光工具的大缺点。与之相反，具有线性反应的CCD器件的光量子效率却能高达80％以上。结果照相底片连同照相方法都淡出天文观测的历史舞台。


反射望远镜

反射望远镜，是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的曲光镜。
反射望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比较常见的反射望远镜的光学系统有牛顿望远镜与卡塞格林望远镜。
反射望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜。通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比较小，则会出现比较严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能精确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊。因而大口径，强光力的反射望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜。由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被精确的汇聚在焦点上，因而能大大改善像质。但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差。

 在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林望远镜
目录

1 历史
2 技术的考量
3 反射望远镜的设计

3.1 牛顿式
3.2 卡塞格林式
3.3 格里望远镜
3.4 离轴设计
3.5 液体镜面望远镜

4 焦平面

4.1 主焦点
4.2 内史密斯和库德焦点

5 相关条目

历史
在1616年，意大利的僧侣Niccolo Zucchi是第一位创造出反射镜的人，但是他未能准确的塑造出面镜的形状和用于拦阻影像的镜子，也就是缺乏观看影像的方法，导致他对此想法不抱希望。在1663年，詹姆斯·葛利格里出版了光学的进程（Optica Promota），其中首度提出使用两个凹面镜制造反射镜的实用设计，但在十年之后才由罗伯特·虎克制造出一个样品。而大约在1670年，艾萨克·牛顿就已经依照自己的构想制造出第一架实用的反射望远镜。他设计的望远镜使用一个凹面的物镜和一个小的斜镜，解决了色差的问题。在完美无缺的消色差透镜发明以前，色差是所有的折射望远镜都要面对的严重问题。

技术的考量
一个弯曲的主镜是反射望远镜基本的光学元件，并且在焦平面上造成影像。从面镜到焦平面的距离称为焦长（焦距），底片或数码感应器可以在此处记录影像，或是安置目镜以便眼睛能观看。反射镜虽然能够消除色差，但是仍然有其他的像差：

当使用非抛物面镜时会有球面像差（成像不在平面上）。

彗形像差

畸变（视野）

在反射器的设计和修正上会使用折反射器来消除其中的一些像差。
几乎所有用于研究的大型天文望远镜都是反射镜，有下列的原因：

在采用透镜之下，必须整块镜片材料皆为没有缺点和均匀而没有多相性，而反射镜只需要将一个表面完美的磨光，磨制相对简易。

不同颜色的光在穿透介质时会有不同的播速度。对未做修正的透镜，这会造成折射镜特有的色差。制作大的消色差透镜所费不赀，面镜则完全没有这个问题。

反射镜可以在更广阔的范围内研究光谱，但有些波长在穿过折射镜或折反射镜的透镜时会被吸收掉。

大口径透镜在制造和操作上都有技术上的困难。其一是所有的材料都会因为重力而下垂，观测举得最高而且也是相对较重的透镜只能在镜片周围加以支撑，另一方面，面镜除了反射面以外，可以在反射面的背面和其他的侧边进行支撑。

当业余天文学还在使用牛顿焦点的设计时，专业天文学已经倾向于使用主焦点、卡塞焦点和库德焦点的设计。在2001年，至少已经有49架口径2公尺或更大的反射望远镜采用主焦点的设计。

反射望远镜的设计
牛顿式
 牛顿望远镜
牛顿望远镜通常使用球面镜作为主镜，但是小口径（12公分以下）而且是长焦比（f/8或更大）的，使用球面镜作主镜也可以获致足够高的目视解析力。第二面平面镜在镜筒的前端，将光线反射至侧边镜的焦平面。对任何尺寸的望远镜，这都是最简单和最便宜的设计，因此被自制望远镜的人士广泛在家中自制。

卡塞格林式
 卡塞格林式的光路图
卡塞格林望远镜以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种折叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生绕射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持乾净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。
里奇-克莱琴式
里奇-克莱琴望远镜是一种特殊的卡塞格林望远镜，它的两个镜片都是双曲面镜（取代了抛物面的主镜），有效的消除了焦平面上的彗形像差和球面像差，使他有较广的视野可以用于摄影的观测。几乎所有研究级的反射镜都是里奇-克莱琴式的设计。他是由乔治·威利斯·里奇和亨利·克莱琴在1910年代发明的。
达尔-奇克汉式
达尔-奇克汉望远镜是霍勒斯达尔在1928年设计出来的卡塞格林望远镜，并在1930年由当时的科学美国人编辑、也是业余天文学家的艾伦奇克汉和艾伯特G.英格尔写成论文发表在该杂志上。这种设计使用凹的椭圆面镜做主镜，凸的球面镜做第二反射镜。这样的系统比卡塞格林或里奇-克莱琴的系统都容易磨制，但是没有修正离轴的彗形像差和视场畸变，所以离开轴心的影像品质便会很快的变差。但是对长焦比的影响较小，所以焦比在f/15以上的反射镜仍会采用此种形式的设计。

格里望远镜
 格里望远镜的光路图
格里望远镜是詹姆斯·葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用这种设计。

离轴设计
有几种通过消除次镜或移动任何的辅助元件避开主镜光轴，以尽量避免阻碍入射光的设计，通常称为离轴光学系统。
赫歇尔式

 赫歇尔望远镜
赫歇尔望远镜是以威廉·赫歇尔命名的的，他使用这种设计建造出非常大的望远镜，包括1789年建造，口径49.5英吋（126公分）的望远镜。赫歇尔望远镜的主镜是倾斜的，使观测者的头不会阻挡入射的光线。虽然这会带来几何畸变，但可以避免当时使用金属反射镜的牛顿第二反射镜很快就会丧失光泽，而只有60%的反射率。
Schiefspiegler
Schiefspiegler（"离轴"或"斜反射"）望远镜是一种非常奇特的卡塞格林望远镜，他将主反射镜倾斜以避免第二反射镜在主镜上造成阴影。虽然消除了绕射的图形，却又导致了其他不同的像差必须要修正。这些缺点在长焦比的望远镜上很容易处理－多数Schiefspiegler的焦比是f/15或更大，往往限制了只适用于月球和行星的观测。
使用不同数量的镜面就是不同的类型，导致经常有大量不同的变化。库特尔式（Kutter style）使用单凹的主镜和凸面的次镜；一种multi-schiefspiegler使用凹面的主镜，凸面的次镜和抛物面的第三反射镜。一些有趣的schiefspiegler，镜面可以在光路中参与两次－ 每一次反射的光路都使光线沿着不同的子午路径。
Yolo

 Schiefspiegler和Yolo光学系统的光路图
Yolo是1960年代中期由亚瑟S伦纳得开发的，与Schiefspiegler一样，它是无遮挡、倾斜的反射望远镜。Yolo的主镜和次镜都是凹面镜，并且有相同的曲率和与相同的轴倾斜。多数的Yolo使用环形面镜。Yolo的设计消除了彗形象差，但是留下了大量的散像性，不是某种形式的线性翘曲变形，就是在次镜产生抛光的环形图。

液体镜面望远镜
一种使用托盘盛载液体金属，以均匀度转动构成镜面的望远镜设计。由于转动以形成抛物面的托盘基本上没有大小的限制，因此可以制成很大的望远镜（超过6米），但不幸的是它们只能永远垂直的指向天顶，而不能加以控制。

焦平面
主焦点
主焦点的设计使用在天文台的大望远镜上，观测者置身于镜筒内反射光线汇聚的焦点上。在过去都是由天文学家自己置身其中，如今都由CCD取代了。
无线电望远镜也经常使用主焦点的设计。主镜由金属的表面取代，反射的是无线电波，观测者则是天线。

内史密斯和库德焦点
 内史密斯/库德的光路图
内史密斯式
内氏望远镜的设计与卡塞格林望远镜相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到侧面
库德式
在内史密斯式望远镜上再增加光学元件，将光线导出（通常利用赤纬轴）至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测设备的，像是分光摄谱仪，可以很方便的运用。
在20世纪建造的大望远镜，特别是有大型准直面镜的（理想的是与望远镜主镜有相同的孔径），在光学设计和制造上广泛的使用库德焦点的光学设计，以获得高解析的光谱和很长的焦长。这些仪器无法承受移动，在光路上增加面镜将光线引导至仪器室或观测所的地板下固定的点，像是（通常与天文台的建筑完整的结合）是唯一的选择。1.5m海尔望远镜、虎克望远镜、200吋海尔望远镜、夏恩望远镜和哈兰·史密斯望远镜都是建有库德焦点仪器的望远镜。中阶梯光栅摄谱仪的发展允许高解析的光谱仪有更加紧密的组合，其中有些已经成功的安装在盖塞格林焦点上。而且，在1980年代发展出装上电脑的经纬仪架台，能够便宜又充分稳定的控制，内史密斯式焦点的设计已经取代大型望远镜上的库德焦点。

相关条目

液体镜面望远镜

折反射望远镜

光学望远镜

折射望远镜


主焦点系统

主焦点系统（ prime focus system ），反射望远镜中由一块反射镜组成的光学系统。主焦点系统的相对口径通常由1/5到1/2.5。相对口径1/5以下，镜筒太长，造价过高；超过1/2.5的，加工困难，且轴外像差大。口径很大的望远镜，为了降低造价，有把相对口径设计得更大的趋势。
主焦点系统中，如果反射镜的形状是旋转抛物面的，这种系统就没有球差。在理想像平面(近轴光的像平面)上，以角度表示的彗差斑点的最长尺度为3A2W/16。A是反射镜的相对口径，W是天体离开光轴的角距离。
以美国帕洛马山天文台的5米望远镜主焦点系统为例，它的A为1/3.3，在理想像平面上，若要求彗差不超过1″，可用视场直径仅2′。这是一个很小的天区。因此，这样的主焦点系统只适于作单颗星的分光、测光和小视场暗弱天体的照相。它的主要优点是只经过一个反射面，所损失的光较少。有的主焦点系统，反射镜并不是抛物面的，例如R-C望远镜的主镜就属于这种类型。这种系统不仅有和抛物面镜相同的彗差，而且有球差；但只要在焦点前加入一块改正透镜就可以消除球差。不论抛物面镜或非抛物面镜的主焦点系统，需要时都可在焦点前加入数块透镜组成的像场改正透镜，扩大可用视场。同时具有主焦点、卡塞格林焦点和折轴焦点的望远镜，以主焦点的相对口径为最大，宜于从事强光力的工作。特别是加入像场改正透镜，将可用视场扩大到0.5°～1°后，常用于较强光力和一定视场的直接照相、像增强器照相、非物端光栅的分光照相等工作。由于主焦点位置处在入射光路中，为避免挡光过多，不能安置较大的终端设备。


牛顿望远镜

牛顿望远镜
牛顿望远镜，是英国天文学家艾萨克·牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用球面镜，第二反射镜是平面的对角反射镜。

牛顿式设计的优点

 与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。

 由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确的形状。

 因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面），因此非常适合非专业人士自制属于个人的样式。业余天文学家自制的杜布森望远镜多属此型望远镜。

 短的焦比可以更容易的获得较大的视野。

 长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。

 没有凸透镜造成的色差。

 目镜的位置在望远镜统前端，与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统，减少费用和增加便利性。

 牛顿的第一架六吋镜复制品
牛顿式设计的缺点

 容易产生彗形像差，造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零，随着镜子的视域呈线性的增加，也与焦距除以口径的商（焦比）的平方反比来扩散。彗形像差的型式通常是 3θ/16F ² ，此处的θ是轴到图像的角度，F是焦比。通常在焦比大于f/6的系统，彗形像差已经可以忽略掉，不会影响目视或摄影的结果。焦比小于f/4的系统，虽然不能忽视彗形像差，但可以借由广视野和低倍率成像来避免。商业用的透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上，让影像恢复原有的明锐。

 第二反射镜在光路的中间，会遮蔽掉部分的光线，支撑结构还会造成绕射形成所谓的蜘蛛网，并且降低对比。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的蜘蛛网。减少绕射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的增强对比，但圆形的蜘蛛网通常是因支撑不稳，而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只脚更有效的消除蜘蛛网，但三支脚造成的蜘蛛网会给人一种审美上的良好观感。

 可携式牛顿式的校准是个问题。主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离，这意味着望远镜可能在每次使用前都需要校准。其他型式的设计，像折光镜和折反射镜（尤其是马克苏托夫盖塞格林式），准直性都已经固定住了。

相关条目

 施密特摄星仪

 施密特-牛顿望远镜

 马克苏托夫望远镜

 里奇-克莱琴望远镜


卡塞格林望远镜

卡塞格林望远镜（Cassegrain telescope），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜，小的称为副镜。通常在主镜中央开孔，成像于主镜后面。它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜，成像于侧面，这种卡塞格林望远镜，又称为耐司姆斯望远镜。
卡塞格林望远镜中，副镜不仅将像由F1移至F2，而且将它放大，副镜的放大率通常为2.5～5倍，由于主镜的相对口径一般为1/2.5～1/5，变为卡塞格林望远镜后，相对口径常为1/7～1/15，但也可以超出这个范围。例如，有些校正场曲的卡塞格林望远镜，副镜与主镜的表面曲率半径相等，副镜的放大率仅约1.6倍；也有的卡塞格林望远镜副镜是平面镜。此外，反射望远镜中的折轴望远镜，从光学系统来说，也是一种卡塞格林望远镜，由于要将像成到很远处，副镜的放大率常达到10倍以上。
卡塞格林望远镜的主、副镜面，可以有种种不同的形式，光学性能也随之而不同。主要的形式有：①主镜是旋转抛物面的，常称为经典的卡塞格林望远镜。根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转双曲面，则原来无球差地会聚到F1点的光线，经过这种副镜反射后，将无球差地会聚到F2点。但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲。一个主镜相对口径1/3、卡塞格林望远镜相对口径1/8、像成在主镜后面不远处的系统，在理想像平面（近轴光的像平面）上，若要求像的弥散不超过1″，可用视场直径约为9′。②平行于光轴的光满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜，近似地说，也就是消除了三级球差和彗差的卡塞格林望远镜，称为里奇-克列基昂望远镜，简称R-C望远镜。③主镜是球面的，为了消除球差，副镜近似于旋转扁球面。这种望远镜的优点是主镜加工比较容易，使用上的特点是可以去掉副镜，在主镜球心处加上改正透镜，转换成施密特望远镜。德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台反射镜口径2米的望远镜，就是这种类型的。这种望远镜的彗差很大，可用视场很小。主镜相对口径为1/3、卡塞格林望远镜相对口径为1/8、像成在主镜后面不远处的这种望远镜，若要求像在理想像平面上的弥散不超过1″，则可用视场直径约为1ḷ3。④副镜是球面的，为了消除球差，主镜近似于旋转椭球面。这种系统的优点是容易制造，副镜的调整简单。其像差大小介于抛物面主镜和球面主镜之间（较接近抛物面主镜）。各种卡塞格林望远镜需要较大的视场的工作时，常在焦点前加入像场改正透镜。
在卡塞格林望远镜焦点处可以安置较大的终端设备，并不挡光，且观测操作也较方便。对于一个兼具有主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的望远镜，卡塞格林望远镜的相对口径是中等的，它适用于作中等光力、较大比例尺的照相和其他工作，一般在这里进行的主要工作有较大光谱仪的分光观测、直接照相和像增强器照相、光电测光和红外观测等。


格雷果里望远镜

格雷果里望远镜（ Gregorian telescope ），由两块反射镜组成的一种反射望远镜，1663年为英国物理学家和天文学家J.格雷果里所发明。两反射镜中大的为主镜，小的为副镜。它的焦点称为格雷果里焦点。如果主镜是旋转抛物面，根据圆锥曲线的光学性质，副镜只要是以F1、F2为两焦点的旋转椭球面，则原来无球差会聚到F1点的光线，经过副镜反射后，便无球差地会聚到F2点，但这种望远镜有彗差，也有一定的像散和场曲（见像差）。和卡塞格林望远镜类似，在格雷果里望远镜中也可以适当选择主、副镜的形状，使平行于光轴的光同时满足等光程和正弦条件，这时主镜、副镜的形状都接近于旋转椭球面。
格雷果里望远镜中的主、副镜之间的距离较大，所需的镜筒较长，而光学性能与相应的卡塞格林望远镜相比则差不多，且场曲更大。因此，大型反射望远镜很少采用这种光学系统。但现代有些太阳望远镜也采用这种系统，因为可在主镜焦点处安置倾斜光阑，使太阳局部区域的光线通过，而大部分光线则反射到镜筒以外，从而减少太阳辐射热对成像质量的影响。


R-C望远镜

R-C望远镜（ R-C telescope ），平行于光轴的光，满足等光程和正弦条件的卡塞格林望远镜。它是由克列基昂（H.Chretien）提出、里奇（G.W.Ritch）制成的，按他们两人姓氏的第一个字母得名为R-C望远镜。它的焦点称为R-C焦点。这种望远镜的主、副镜形状很接近旋转双曲面，在实用上可把这种系统近似地视为消除三级球差和彗差的、由旋转双曲面组成的系统。由于消除了彗差，可用视场比其他形式的卡塞格林望远镜更大一些，并且像斑呈对称的椭圆形。如果采用弯曲底片，视场会更明显地增大，像斑则呈圆形。一个主镜相对口径为1/3、系统相对口径为1/8、且像成在主镜后面不远处的这种望远镜，其主镜偏心率接近于1.06的双曲面，副镜偏心率接近于2.56的双曲面。在理想像平面（近轴光的像平面）上，如要求像斑的弥散不超过1″，可用视场直径约为19'；如用弯曲底片，仍要求像斑的弥散不超过1″，则视场直径可达37'。如要获得更大的视场，则需加入像场改正透镜。加入像场改正透镜后，R-C望远镜比主镜为抛物面的卡塞格林望远镜的效果也更好。但在R-C望远镜中使用主焦点时，所成的像是有球差的。因此，使用它的主焦点时通常至少需加入一块改正透镜或反射镜。


折轴望远镜

折轴望远镜（ Coudé telescope ），光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置型式（赤道式、地平式等）的折射望远镜、反射望远镜、折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。以英国式装置的反射望远镜为例，它的折轴系统通常如图所示。折轴望远镜的主要特点是，当望远镜跟踪天体运动时，轴线上的星像并不随之而动，这样就可以在折轴焦点后面，安置与望远镜本体脱离的、不随望远镜运动的庞大的终端设备。在折轴望远镜的后面配置各种仪器，恰如设置了一个实验室，望远镜只是将收集到的天体的光，送入这个实验室。在大型反射望远镜的折轴焦点后面，安置的主要仪器是大型分光仪。在折轴望远镜中，星像一般是旋转的。对于赤道式装置和光束由极轴射出的折轴望远镜（例如图中所示的系统），星像将绕视场中心作与周日运动相同速度的转动。


像场改正透镜

像场改正透镜（ field corrector ），加在望远镜焦面前以改进成像质量并扩大可用视场的透镜（包括非球面板）。主要用在反射望远镜的主焦点和卡塞格林焦点处。像场改正透镜要便于装卸，在需要较大视场时，将它们加上；在只需较小视场时，如单颗星的分光和测光工作中，就将它们卸下，或换上片数尽量少的改正透镜。相对口径为1/8的一般R-C望远镜，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃的波段范围内，用一套材料相同的两片型球面像场改正透镜，可获得角直径略大于1°的平面视场。相对口径为1/3.5的抛物面镜主焦点系统，若要求像斑弥散小于0.″5，在3600～10000埃波段范围内，分别用三套材料相同的四片型球面像场改正透镜，可获得角直径约1°的平面视场。


缩焦器

缩焦器（ focal reducer ），在望远镜的焦点处配置的使焦距缩小的光学系统。望远镜的通光口径是一定的，焦距缩短，相对口径就增大，即光力增强。缩焦器常由折反射系统构成，但也有用折射系统的。它通常加在卡塞格林焦点和主焦点（或牛顿焦点）处。加在卡塞格林焦点的缩焦器，常使它产生相当于主焦点的、或更大的相对口径。加在主焦点（或牛顿焦点）上的缩焦器，则产生比主焦点系统更大的相对口径(大到等于1，甚至更大)。通过缩焦器可进行强光力的直接照相等工作。也常在缩焦器前加准直镜系统，使光先变成平行光，以加入需要在平行光中工作的光学元件，如法布里－珀罗干涉仪等，然后再让光进入缩焦器。


镜面材料

镜面材料（ mirror material ），制造光学反射镜面的材料。人们最早是使用镜铜(一种铜锡合金)制造反射镜面。F.W.赫歇耳在1789年建造的一架口径1.22米的望远镜中使用的就是镜铜质的主镜。但镜铜材料重，镜面加工困难，抛光后的反射率不高，也不耐久。自发明用化学镀银和真空镀铝等方法而获得高反射率镀层之后，对镜面材料本身的反射率已无要求。人们就采用抛光性能优良、热膨胀系数较小的玻璃来制造光学镜面。膨胀系数较小（约3×10-6/℃）的硼硅酸玻璃，长期以来是制造大镜面的主要材料。目前直径6米和5米的反射镜就是用这种材料制成的。膨胀系数更小(5×10-7/℃)的熔石英曾被认为是理想的镜面材料，但熔炼很困难，直到1970年前后才制造出数块直径4米的熔石英镜坯。在发现了膨胀系数接近于零的微晶玻璃以后，已改用这种材料制造大型镜面。中国在1978年成功地浇注出直径2.2米的微晶玻璃镜坯。金属虽有较大的膨胀系数，但具有很高的导热率，能较快地和周围环境温度达到平衡，且可采用高效率的切削加工，所以也受到人们的重视。例如，大型红外望远镜中大量使用铝质反射镜；空间探测仪器中则广泛使用强度高而比重小的铍质镜面。一般金属的抛光性能较差，通常需要在表面加镀一层抛光性能好的材料（如化学镀镍层），再进行光学精密加工。


折反射望远镜

折反射望远镜（ catadioptric telescope ），物镜由反射和透射元件相组合的光学望远镜。鉴于单一的折射元件或反射元件都不能良好地成像，19世纪初曾有多人提出过在透镜组中间置入反射镜，以期达到比消色差透镜更好的成像效果的设想。1931年，德国光学家B.V.施密特发明了在球面反射镜前置一非球面薄透镜的望远镜光学系统，不仅光力强、视场大，而且像差小，成为世界上第一个也是最佳的一种折反射望远镜。后人称之为施密特望远镜（见天文仪器）。按此种光学系统制作的照相设备称为施密特照相机，广泛用于照相巡天，为天文学的进展作出重大贡献。20世纪30年代之后，还发明了马克苏托夫系统、贝克–纳恩系统、贝克–施密特系统、超施密特系统等类似的折反射望远镜。折反射望远镜的大小通常用通光口径和反射镜口径表示，如80/120厘米、60/90厘米。


施密特望远镜

施密特望远镜（ Schmidt telescope ），一种折反射望远镜。1931年为德国光学家B.V.施密特所发明，因此得名。

这种望远镜由一块接近平行平板的非球面改正透镜和一个凹球面反射镜组成。虽然凹球面反射镜具有球差(见像差)，但它有一个重要特性──镜面对于球心是对称的。如果在球心处设置一个限制光束的光阑，那么对于不同倾角入射的光束，除了光阑在斜光束方向的投影与正方向不同外，成像条件都完全相同，不存在光轴上和光轴外的差异。因而，在球面镜的焦面上各处的像点都是对称的，具有相同球差造成的小圆斑。在这种情况下，除了球差和场曲外，不存在其他像差。为改正球差，B.V.施密特不是象过去人们所做的那样，破坏这一对称成像条件，把镜面形状改成抛物面，而是在光阑处放置一块与平行平板差别不大的、非球面的改正透镜（常称施密特改正透镜）。它对于法向和倾斜入射光束在球差的改正作用上所引起的变化不大，同时折射引起的色差也很小。所以在口径和焦比相同的情况下，施密特望远镜比其他望远镜有更大的清晰视场。此外，施密特望远镜的优点是：光能损失较少，改正透镜厚度比折射望远镜薄，制作材料容易解决，口径可以做得较大。缺点是：①改正镜的非球面形状比较特殊，加工比较困难；②焦面是弯曲的，底片也必须弯成和焦面相符合，对使用玻璃底片不方便；③焦面位于光路中间，增大视场就必然会使光的损失增加，而且底片装卸也不方便；④镜筒长度比主镜焦距相同的反射望远镜长，约为焦距的两倍。现在最大的施密特望远镜在德国陶登堡史瓦西天文台，是1960年制造的，改正透镜口径为1.34米，球面镜直径为2米，焦距为4米，视场为3°4×3°4。

 美国帕洛马山天文台1.2米施密特望远镜 美国海耳天文台
对某些工作，施密特望远镜可作不同的改变，如增加平场透镜把焦面改成平面；增加一个凸面副镜把焦点引到主镜的背面或附近，形成卡塞格林系统（见卡塞格林望远镜）。美国光学家贝克首先对这种系统进行了研究，经他改进的这种望远镜，称为贝克-施密特望远镜，也可以把改正透镜分成两片，以校正色差等。


马克苏托夫望远镜

马克苏托夫光学系统原理图
马克苏托夫望远镜（ Maksutov telescope ），一种折反射望远镜。该光学系统由苏联光学家D.D.马克苏托夫发明，并于1940年制成望远镜，因而得名。马克苏托夫光学系统由一个凹球面反射镜和一个置于其前的凹球面改正透镜组成（见图）。改正透镜厚度较大，它的两个球面的曲率半径相差很小，但曲率很大，透镜呈弯月形，故也称弯月透镜系统。弯月透镜可产生足以补偿凹球面反射镜的球差，并能够同时消除色差。若调节改正透镜和反射镜之间的距离，还能校正彗差。但该光学系统的场曲较大，必须采用与焦面一致的曲面底片。如果将弯月透镜的第二表面的中央部位磨制成曲率半径更长的球面，并镀能反光的铝，则可将焦点穿过反射镜中孔引到反射镜背面之外一点，从而构成马克苏托夫–卡塞格林光学系统。
马克苏托夫望远镜以及马克苏托夫–卡塞格林望远镜的优点：一是和经典反射望远镜相比有较大的视场，虽然比相同口径的施密特望远镜的小些；二是光学元件的表面均为球面，易于磨制和加工；三是镜筒很短，甚至比相同口径的施密特望远镜的还要短。缺点是：弯月透镜较厚，对光学玻璃有较高的要求，且消光也较大；需用曲面底片。


寻星镜

寻星镜（ finder ），专供目视寻星用的折射望远镜，附加在主望远镜镜筒上，用来搜寻待观测天体。它的作用是将待观测天体引导到主望远镜视场中央。寻星镜一般采用双分离或双胶合物镜，口径5～10厘米，焦平面处置有供瞄准用的分划板。视场一般为3°左右，常用大视场角的目镜，其放大率约10～20倍。


导星镜

导星镜（ guiding telescope ），附加在主望远镜镜筒上用以监视导星的望远镜。它的作用是保证主望远镜精确跟踪被观测天体，一旦导星偏离正确位置，就通过望远镜的驱动装置加以纠正。导星镜一般采用折射光学系统，也有采用反射或折反射卡塞格林系统的（见卡塞格林望远镜）。口径大小视所用导星的星等而定。为了能在较大的天区内找到足够亮的导星，应有适当大小的视场，一般为1°左右。为了能觉察导星的微小偏离，目镜须有足够高的放大率。但这样一来，通过目镜观测到的视场便达不到1°。为解决这个矛盾，一般是采用适当机械装置，使目镜镜头在垂直于光轴的平面内移动。这样就能看到物镜视场的不同区域。目镜焦面上装有十字亮丝，用以照准导星。当导星很亮时，也可采用亮背景暗丝的照准方式。在导星镜的目镜端可用光电导星装置来代替人工目视导星。


像差

像差（汉语拼音：Xiang Cha；英语：Aberration），实际光学系统所成的像与理想光学系统所成的像之间的偏差。像差分单色像差和色像差两种。在初级像差理论中，单色像差又有球面像差（球差）、彗形像差（彗差）、像散、像场弯曲和畸变5种  ，它们都是由于非傍轴光线参与成像而造成。色像差（色差）是由于光学元件对不同波长的光有不同折射率引起。
球差
　　由大孔径（或宽光束）引起的单色像差。从主光轴上的物点发出的各条光线经光学系统后，与主光轴并不交于同一点，交点位置决定于入射点离主光轴的高度h。如图1，傍轴光线交于高斯像点Q'o，最边缘光线交于Q'h点，Q'h与Q'o间的距离δsL称为轴向（纵向）球差。最边缘光线与高斯像面的交点离主光轴的距离δsT称为横向球差。球差的存在使像面上得不到清晰的像点而是一个弥散斑。

　　　　　　　　　图1

彗差
　　由离轴物点发出的宽光束引起的单色像差。入射到透镜面同一圆上的光线经透镜后落在像面的同一圆上，入射到透镜面不同圆上的光在像面上形成大小不一、圆心位置不同的一系列的圆（图2），从而形成彗星形光斑。主光轴上的物点只会产生球差而无彗差。

　　　　　　　　　　图2

像散
　　由大倾角的窄光束引起的单色像差。当物点离轴较远时，从物点发出的窄同心光束的入射倾角也较大，出射光束失去了同心性，其横截面一般为一椭圆，在两处椭圆退化成互相垂直的直线，分别称为子午焦线和弧矢焦线，两焦线间的某处横截面是圆，称最小模糊圈或明晰圆。这种光束称为像散光束，它投射到高斯像平面上时得不到清晰的像点。
像场弯曲
　　垂直于主光轴的物平面上的各点，经透镜成像后，清晰的最佳像面不是平面而是一个曲面，称珀兹伐曲面，此称像场弯曲。图3表明凸透镜和凹透镜的像场弯曲，图中ΣG是理想的高斯像平面，ΣP是珀兹伐曲面。视场愈大，像场弯曲的效果就愈明显。

　　　　　　　　　　图3

畸变
　　像与物失去几何相似性的像差。畸变是由于横向放大率（见凸透镜）的不均匀性造成，横向放大率随物点离轴距离的增加而增大时称正畸变（或枕形畸变），横向放大率随物点离轴距离的增大而减小时称负畸变（或桶形畸变），如图4所示。畸变并不影响像的清晰度。

　　改变透镜两表面的曲率半径、或把性质相反的正负透镜适当组合起来，可在一定程度上消除上述各种像差，简单地限制通光孔径或视场大小也能减小这些像差。
色差
　　由透镜材料的色散（见光的色散）引起的复色光成像偏差。同一透镜对不同波长的单色光有不同的折射率，因而对不同色光有不同的焦距和横向放大率。对一定的物，前者使不同色光的像成在不同位置上，称轴向色差（或位置色差），后者使不同色光的像高不同，称垂轴色差（或放大率色差），如图5所示。把一对不同材料做成的凸、凹透镜胶合起来，选择适当的折射率和透镜的曲率半径，可对选定的两种波长消除色差，其他波长的色差虽未完全消除，但也可适当减小。


球差

球差（ spherical aberration ），轴上物点发出的光束，经光学系统后与光轴夹不同角度的光线交光轴于不同位置，像面上形成一个圆形弥散斑的现象。如图，从轴上物点Q发出的同心光束经球面系统后的出射光束并不交于同一点。出射光线与光轴的交点的位置与入射点的高度h有关。近轴光线的出射光线近似交于同一点Q0′，此即高斯像点。最边缘的出射光线则与光轴交于另一点Qh′，它与高斯像点的间距δSL称为轴向球差。最边缘光线与高斯像面的交点至光轴的高度δST称垂轴球差。球差有正负之分，规定Qh′，在Q0′之右称正球差，反之则称负球差。凸透镜和凹透镜的球差正负性恰好相反。

球面系统的球差

球差大小与通光孔径、透镜的折射率及其形状(两表面的曲率半径r1和r2)有关。对给定折射率和焦距的透镜，可有不同的曲率半径比值r1/r2，选择适当的比值可使球差达到最小值。这种利用改变比值r1/r2减小单透镜球差的方法称为配曲法，此法只能在一定程度上减小球差。利用凸、凹透镜的球差正、负性相反的特点，把两种透镜适当组合起来，可进一步减小球差。


彗差

彗差（ coma ），轴外物点用宽光束成像时产生的一种像差。球面成像系统的初级像差之一。从离轴较近的轴外物点发出的宽光束，经光学系统后在高斯像面上并不交于同一点，而是形成彗星形的亮斑。以单透镜为例，在透镜面上画出一系列同心圆1,2,3,4，入射到每个圆上的光线经透镜后在高斯像平面上仍落在一系列半径不同的圆周1′,2′,3′,4′上。这些圆不再是同心的，它们的中心分布在通过高斯像点Q′的同一直线上(见图)，形成以高斯像点为尖端的彗星形光斑。

球面系统的彗差

彗差和球差都由宽光束引起，故常混在一起，只有当轴上球差消除后才能观察到真正的近轴物点的彗差。与球差一样，利用配曲法可部分地消除彗差，也可用组合透镜来消除，但因消球差和消彗差所要求的条件不一致，故这两种像差不易同时消除。反射式天文望远镜中常利用齐明点的特性来避免这两种像差。


像散

像散（ astigmatism ），从离轴较远的物点发出的同心光束，即使很窄经透镜后也不再是同心光束，而成为像散光束。球面成像系统的初级像差之一。像散光束的横截面一般是一椭圆，在两处退化成互相垂直的直线，称为子午焦线和弧矢焦线。两焦线之间的某处横截面为一个圆，称为最小模糊圈或明晰圈。包含光轴和主光线(从物点出发经透镜中心的光线)的平面称子午面；包含光轴并与子午面垂直的平面称弧矢面。子午焦线和弧矢焦线分别与子午面和弧矢面垂直(见图)。像散大小用两焦线间的距离在光轴上的投影来量度。

球面系统的像散

像散产生的原因是透镜对子午面内的光线和弧矢面内的光线有不同的聚焦能力，相应有不同的焦距。单纯像散是大倾角的窄光束产生的，当孔径较大时(宽光束)，除像散外还同时存在球差和彗差。像散大小与物点离轴的距离、透镜折射率及表面曲率有关。适当选择透镜材料、表面曲率或用组合透镜可减小像散。


色差

色差（英语：chromatic aberration，缩写CA），由透镜材料的色散引起的成像偏差。同一透镜材料对不同波长的单色光有不同的折射率，因而对不同色光有不同的焦距和横向放大率。前者使不同色光的像成在不同位置上，称轴向色差；后者使不同色光的像的高度不同，称垂轴色差。对目视仪器中的透镜，通常用氢原子光谱中的红色C线和蓝色F线这两种单色光所成像的差别来表征色差大小（见图）。色差的存在使像点变成带色的弥散斑，可严重影响像质。

轴向色差和垂轴色差示意图

单透镜的色差不能用配曲法（见球差）来校正，通常是将一对用不同材料做成的正、负透镜胶合起来，选择适当的折射率和透镜的曲率半径，可对选定的两种波长（目视仪器通常为C、F谱线）消除色差。大型天文望远镜中常用反射式物镜，成像规律的依据是反射定律，与折射率无关，故不存在色差。


天文镜面的磨制和检验

天文镜面的磨制和检验（ making and testing of astronomical mirrors ），对玻璃镜坯打磨、抛光，经过内应力和面形检验，制成所设计的镜面形状和达到所要求的精度。大型反射望远镜主镜和副镜的表面形状大多数是轴对称的非球面。偏离球面的量与非球面参数有关，并与镜面直径成正比，与相对口径的三次方成正比。用波面误差来评价，优良的天文镜面与设计的理论形状间的局部偏差应小于 λ/20。对于玻璃镜坯，应先把两个端面磨平抛光，用偏振法检查其双折射，以确定内应力的大小。内应力过大，会使镜面在使用过程中逐渐变形而降低成像质量，严重时在抛光阶段就无法控制其表面形状。把球面修改成非球面的过程，一般是在抛光阶段，用比镜面小的抛光盘或用与镜面同样大小但沥青胶分布不均匀的抛光盘进行的。大型天文镜面相当重，在磨制时必须考虑其自身重量引起的变形问题，并注意支承的方式。
天文镜面磨制阶段，常用刀口法检验。在较严格的条件下能察觉λ/50的误差。所谓刀口检验，是在镜面所成的点光源（人造星）的像位置前后，用刀口切割光束，检验者眼睛紧靠在刀口后面，观看在切割过程中镜面照亮的情景。在理想成像情况下，可看到镜面突然变暗，或随着刀口移动逐渐变暗（见图）。反之，则可以看到镜面上出现明暗相间的图像，从而判断镜面形状的偏差。

为了使刀口检验达到最高的灵敏度，必须作零位检查，即检查光束是否同心。这种检查有时可利用镜面的几何特性，如凹椭球面的两个共轭焦点。大多数情况则需要加一个辅助镜，例如对凹抛物面镜要加一个标准平面反射镜。而对双曲面镜，不管是凸还是凹，都要加一个凹标准球面镜。此外，还可用像差补偿法，即把被测面的法线看作光线，经过一个反射面或一个光学系统之后，会聚成同心光束交于一点，或者更一般地设计一个包含被检验面的光学系统，使最后得到同心光束，会聚成一点，在这一点上进行自准式的零位刀口检验。这种补偿实际上一般只能做到两条光线严格地重合，而其余光线是没有完全补偿的，所以需要计算剩余像差大小，看是否在允许范围之内。
另一个有效的办法是用激光干涉仪。参考面可以用平面，也可以用球面。被测部分的光路安排和刀口检验基本相同。这里的补偿镜或补偿系统，还可以用计算的干涉图（或全息图）代替，或者联合使用。干涉检验的精度一般可到λ/20，严格一些可到λ/50。
完整的望远镜系统在出厂前和安装到天文台后，还要进行检验，以便发现安装和调整上的缺陷以及得到光能集中度的数据。优良望远镜的光学系统要求加工到将95％以上入射光能集中在小于0.″5直径范围内。这一数据可以根据开孔分布均匀的哈特曼光阑照相方法得到，或从干涉图计算得到。有时大型望远镜安装到天文台后，还通过整个光学系统的对星检验，再对其主镜或其他镜面进行最后的抛光修改。


赤道式装置

赤道式装置（ equatorial mounting ），安装望远镜镜筒的一类机械装置。它有两根互相垂直的轴──赤纬轴和极轴（赤经轴），镜筒同赤纬轴相连，并可绕赤纬轴转动，按被观测天体的赤纬安放。望远镜极轴平行于地球自转轴，观测时它以周日运动方向和速度绕极轴匀速转动，从而抵消地球自转的影响，使它所对准的天体保持在视场当中，这样，就可以进行长时间的观测和照相。赤道式装置的主要缺点是受力的条件较差，不宜装置口径太大的望远镜。现代赤道式装置一般备有电气驱动装置，可以恒动、微动、慢动、快动等；还装有度盘，以便能迅速地将望远镜对准要观测的天体。赤道式装置有许多不同类型，主要有：
①德国式　常用于安装镜筒较长的折射望远镜。赤纬轴的另一端装有平衡锤。
②英国式　赤纬轴在极轴当中，镜筒和平衡锤位于两侧，宜用于较低的地理纬度。
③轭式或摇篮式　其优点是两轴在负荷下的变形不影响指向精度。缺点是不能观测天极附近的区域。
④马蹄式　常用于大望远镜。
⑤叉式　常用于镜筒短的望远镜和赤纬变化小的太阳望远镜。


地平式装置

地平式装置（ azimuth mounting ），安装天文望远镜筒的一种机械装置。它有两根互相垂直的轴──垂直轴和水平轴。望远镜镜筒与水平轴相连。除地球两极外，在跟踪作周日运动的天体时，这两根轴须同时转动。这种装置的优点是机械结构对于地球重力是对称的。这为设计和制造带来很大方便，特别有利于解决大望远镜的基架变形问题。口径特别大的反射望远镜宜采用这种装置。其缺点是：①两根轴的转动是非匀速的，要求高精度就需用计算机控制。如果被跟踪天体的最高点靠近天顶，那么，当天体通过最高点附近时，方位角将在极短的时间内有很大的变化；若天体的最高点趋近天顶，而又并非通过天顶，那么垂直轴的转速将趋近无穷大。这是无法办到的。因此在天顶附近存在一个不能跟踪的盲区，盲区的大小视望远镜所能跟踪的最高速度而定，一般小于2°。②在跟踪过程中，视场围绕望远镜光轴转动，而且速度不均匀。在长时间曝光过程中，必须使底片作相应的补偿转动，方能获得清晰的星像。


反射望远镜的机械结构

反射望远镜的机械结构（ mechanical construction of reflecting telescope ），对大望远镜结构的要求是：①支承巨大而精密的光学主镜，对任何指向，镜面变形应在λ/8甚至λ/20以内；②保持光学元件间的正确位置；③有足够的刚度；④望远镜整体平稳并能准确“跟星”；⑤便于在各个焦点上操作相应的接收器；⑥制造成本低等。

目录

1 主镜支承
2 镜筒桁架
3 油垫轴承
4 驱动
5 主焦点笼

主镜支承
设计的原则是把定位和承重分离，径向和轴向分离。轴向定位的三点，只承受镜子重量的3％左右，其余重量可用各种方式托起。早期的大望远镜多用机械杠杆在背面将镜子托起，点的多少取决于主镜的直径和厚度。近代大望远镜多采用气垫，这是一些压力随天顶距而变化的气枕。径向支承的结构要考虑镜室与主镜的膨胀系数不同所造成的影响，即必须的温差补偿措施。

镜筒桁架
口径2米以上的大望远镜，其镜筒绝大多数为平移桁架结构。因为薄壁结构的镜筒在倾斜时，巨大的镜室重量会使镜筒弯曲，导致主副镜光轴失调。平移桁架结构是在1938年提出的，首先用于美国口径5米望远镜上获得成功。这种结构可使镜筒两端有相等的平行下沉，使光轴仍保持正确状态。

油垫轴承
为使大望远镜平稳而准确地跟踪天体，其转动轴的摩擦系数必须很小。在望远镜的巨大重量下，普通的滑动轴承结构不可能保持油膜。滚动轴承的摩擦系数也过大。所以望远镜多采用油垫轴承。它是在轴和轴承之间，注入高压油形成一层厚度约0.1毫米的油膜，以承受负荷，其动摩擦系数极小，约为10-6量级。

驱动
在过去，大望远镜都采用精密蜗轮副传动，用高速电机经变速箱减速或用直流力矩电机直接驱动蜗杆。这种方式要求蜗轮有极高的精度。近年来出现直齿轮传动，用电子计算机根据精密编码器测出的传动误差作自动校正。这种传动的优点是加工较易，传动效率高。

主焦点笼
在口径3米以上的大望远镜主焦点处，安置有观测者能进出的小笼，观测装置一般附在笼内。在整个观测过程中，观测者可以在笼里进行操作。


望远镜用控制机

望远镜用控制机（ computer for telescope control ），专供望远镜应用的一种能自动完成输入、输出数值控制的电子数字计算机。它包括硬件与软件两大部分。硬件中除具备运算器、控制器、存贮器和输入、输出设备外，通常还需配有模-数和数-模转换器、开关量输入输出器以及数据终端等外围设备供“实时控制”之用。软件是指使用控制机的各种程序，主要有系统软件、应用软件、程序设计语言及其编译系统等。控制机的计算精度很高，具有高速运算和逻辑判断能力，能够存贮和更换它所执行的程序，因而它常被用来控制望远镜的运行，并能配合望远镜作观测资料的实时数据处理。
把控制机同望远镜的轴角编码器和伺服系统联结起来，就能修正由结构弯沉、传动系统的缺陷和大气折射等因素所引起的误差，提高定位和跟踪的精度，从而实现望远镜的自动定位和圆顶、风帘的随动。对于极为暗弱的天体，可利用控制机存贮所要观测的暗星坐标，找出最接近的导引亮星，实现对暗星的较差导引。控制机还能自动补偿因温度变化而引起的焦点位置的偏移，自动调整副镜准直；对于应用气垫支承系统的主镜室，可按照镜筒倾斜角自动调节各个气垫内的气压，使主镜保持正确的位置。利用控制机还可以完成各种重复性的观测动作，实现望远镜的无人操作，以消除观测者体温对成像质量的影响。
控制机能同望远镜的各种附属仪器和接收器，诸如恒星摄谱仪、光电光度计、像管扫描仪等，完成联机观测的数据处理。控制机不仅能提高望远镜的使用效能，还会给望远镜的结构带来很大的变化。口径超过5米的大望远镜，如采用赤道式装置，会遇到很多不易克服的困难。“实时输出”控制机则可为大望远镜采用地平式装置，创造了极重要的条件。对于多镜面望远镜和下一代望远镜来说，这种控制机更是不可缺少的附属设备。


光电导星装置

光电导星装置（ photoelectric guider ），精确控制望远镜跟踪导星的光电装置。恒速跟踪天体的赤道式装置的望远镜，由于传动系统误差、光学机械部件变形、大气折射和某些天体(如小行星、彗星等)自身相对恒星的运动，视场中的星像会产生移动。
光电导星装置是采用光电器件作为敏感元件的一种装置。它不断检测星像对视场中固定点(叉丝)的偏移，发出检测信号，输给传动系统，将望远镜调校到正确位置。光电导星装置可装在导星镜上，但大望远镜多用“偏置导星”，把光电导星装置对准大望远镜视场边缘的导星。检测信号可以用来控制望远镜或接收器(如底片盒)的运动。为了在局部视场中找到导星，一般要求光电装置的灵敏度可检测8～10等或更暗的导星。
早期曾采用多种机械式的检测元件，最常用的是旋转半圆片，经它调制的导星由光电倍增管转变成电信号，当偏移量小于半个星像时，输出交变信号的振幅和相位分别反映偏离的大小和方向，导星精度一般为0.″3以下。近年广泛采用象限光电倍增管、析像管和摄像管等光电器件作为检测元件进行光电导星，不用机械装置，从而提高导星精度。例如，用析像管作自动偏置导星，在美国基特峰天文台口径为90厘米的反射望远镜上试验结果表明：可导星等为9.5等，精度0.″1。用摄像管、析像管进行光电导星时，还可实现电视监视和在监视器上寻找导星。


圆顶室

圆顶室（ astro-dome ），安置光学望远镜的建筑物。传统地被视为地基光学天文台的标示。主要功能是保护室内望远镜和附属仪器不受风尘雨雪侵袭，保持室内外昼夜温差最小。圆顶室通常是圆柱形结构，顶部是可作方位转动的、带有开合天窗的半球状圆壳。采用天穹式球壳是为了结构上的平衡对称、转动时平稳。外墙和圆顶的外层多采用银白色，为了最大限度地反射太阳辐射，缓解圆顶室内的日间增温。有的还将反射天线口径3～5米的毫米波射电望远镜也安置在圆顶室内。

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台


大望远镜

大望远镜（ large telescope ），指大口径的天文望远镜。天文观测的对象大多数是遥远的暗弱天体。只有采用口径尽量大的望远镜，收集更多的天体辐射，才能发现新的天体或对暗弱天体有效地进行照相，以及进行光度、分光等方面的测量和研究。近年来，由于天文像复原技术的发展，地面光学观测已在某些应用中突破大气限制，达到衍射限制的分辨本领。增大口径是提高望远镜分辨本领的一个重要途径。目前，望远镜的口径几乎增大到工程技术所能容许的限度。各种可能采用的新技术不断应用到望远镜上，大望远镜已成为综合精密光学机械和先进电子技术的巨型仪器。
早在1897年，美国叶凯士天文台安装了一台口径为1.02米的折射望远镜。由于大直径透射光学材料制备困难，透镜加厚吸光量就会增加（在紫外、红外区尤为严重）；由于透镜由边缘支承，自重变形较大，加上镜筒过长，都给机械结构带来麻烦；此外大口径的透镜也会有残余色差，这些困难都限制了大口径折射望远镜的进一步发展。折反射望远镜同样也在一定程度上受到改正镜的透射材料的限制，最大的折反射望远镜是1960年在德意志民主共和国陶登堡史瓦西天文台安装的施密特望远镜。它的改正镜口径为1.34米，主镜口径为2米。其次是美国帕洛马山天文台的施密特望远镜，口径1.2米。

美国叶凯士天文台1.02米折射望远镜

美国利克天文台3米反射望远镜

反射镜的材料相对来说比较容易解决，没有色差，反射的波段又宽，而且可从背面均匀地支承，因此，更大的望远镜都是反射系统的。目前世界上口径2.5米以上的反射望远镜已有14台，还有4台在建造中。1948年，美国帕洛马山天文台建造了一台口径5米的反射望远镜，主镜采用硼硅酸玻璃，焦距16.5米，采用十分结实的马蹄形赤道式装置，总重500吨的转动部分用摩擦系数很低的油垫轴承支承。1975年，苏联建成一台口径6米的反射望远镜，主镜焦距24米，有两个等值焦距180米的耐司姆斯焦点。为解决基架重力变形问题，采用地平式装置，造价比赤道式装置便宜一半。转动部分总重800吨。整块镜面的反射望远镜，其造价大约按口径的2～3次方而增大。进一步增大口径，镜面材料的制备将会遇到更多的困难。为探索更大口径望远镜的制造途径，1979年制成了多镜面望远镜，它是用6台口径1.8米望远镜组合成的一台等值口径4.5米的望远镜，采用地平式装置，仪器和观测室的尺寸比一般结构的望远镜显著缩小。此外，由于电子计算技术的发展，大望远镜有采用地平式装置的趋向。这些因素减轻了大望远镜结构上的困难，降低了造价。目前正在研制的下一代望远镜，将充分利用工程技术上的新成就，为天文学发展提供更有力的武器。

苏联专门天体物理台6米反射望远镜

智利托洛山美国美洲际天文台4米反射望远镜美国国土天文台

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜美国海耳天文台

美国帕洛马山天文台5米反射望远镜的圆顶室美国海耳天文台


多镜面望远镜

多镜面望远镜(汉语拼音：Duo jing mian wang yuan jing；英语：multiple mirror telescope），由多块分立镜面组成的新型天文望远镜。它避免了制造巨大单镜面望远镜的众多困难，并可大幅度降低制造费用。世界上已建成3台。最早的是美国史密松天文台于 1979年启用的一台，它由6块口径1.8米的反射镜组成，它们绕中心排成正六边形，通过光束合成器使其效果相当于一架口径 4.5米的大望远镜。第二台完成于1981年10月，安装在英国普林斯顿综合技术大学天文台，它由7块口径0.4米的反射镜排成正六边形（ 其中一块在中心）组成，合成的效果与1米镜相当。第三台即是安装于美国夏威夷莫纳比亚山的10米凯克望远镜，它由 36 块口径 1.8米的镜面排成蜂窝状的正六边形，其总重达200吨，并可兼作红外观测。欧洲、加拿大、美国等国家正计划利用这种多镜面新技术来设计、制造合成效果达25米的更大的多镜面望远镜。


下一代望远镜

下一代望远镜（ next generation telescope ），指处于研制中的巨型光学望远镜。二十世纪六十年代就有人提出过这种设想。到七十年代，量子效率接近1的二维探测器、各种附属仪器和电子计算机已愈来愈多地应用到天文观测上，望远镜口径便成为地面光学观测的主要限制。同时，红外、射电、空间天文学取得了许多崭新的观测结果，迫切需要可见光波段观测的有效配合，而现有大望远镜已不能适应这种要求。1974年，美国基特峰天文台成立专门研究小组提出研制下一代望远镜的规划。这种望远镜应具有高分辨本领和强集光力，用以研究诸如恒星周围的行星、河外星系中的单颗恒星、脉冲星，从事类星射电源的光学证认和光谱分析以及探测遥远星系的红移等。考虑到近期内工程技术的可能性，它的口径应当为25米量级。它可用于可见光、红外、毫米波观测。从亚毫米波段直到可见光区，都能进行斑点干涉测量（见天文像的复原）。
到1977年，从许多种设想中归纳出四种方案：①转动“靴”：因其结构外形似靴而得名。它的主镜是宽25米的一段球面镜，曲率半径50米，纵向弧长75米，由许多六角形镜块拼合而成。位于主焦点附近的副镜，可绕过镜面曲率中心的水平轴转动，对主镜面扫描。光束经过多次反射引入水平轴，再到达位于主镜两侧的折轴室。所有上述的结构都置于大底盘上，它可绕垂直轴转动。②可操纵的镜盘：结构类似地平式射电望远镜，但结构精度高得多。主镜是25米的抛物面镜盘，由排列在16个同心圆环带上的1，032块偏轴抛物面镜块拼成，相对口径为1/0.75。③大型多镜面望远镜：根据霍普金斯山多镜面望远镜按比例放大。由六个口径10.2米的独立镜筒安装在同一个地平式装置上。10.2米主镜中央是一个直径6米的镜面，周围是许多小镜块，分布在一个或几个同心圆环带上。④望远镜阵：将许多独立的望远镜排成阵列，各台望远镜接收到的光线经多次反射集中到同一个焦点。已设想出三种阵列形式：108台2.4米望远镜，16台6.25米望远镜或6台10.2米望远镜。
转动“靴”在运转过程中镜面上各镜块的重力影响是不变的，但结构过于庞大。可操纵的镜盘结构最紧凑，体积最小，而且保持了主焦点系统、卡塞格林系统和折轴系统的结构，性能较全面，但重力影响导致较复杂的工程技术问题。以上两种都用单一口径，较易保证斑点干涉测量所要求的成像光束的光程相等。但在接收器匹配和分光仪狭缝失光上是很不利的。大型多镜面望远镜和望远镜阵两种方案都是多口径组合，尤其是望远镜阵，在保证组合光束相位一致性方面，必须解决相当困难的技术问题，但其他方面的技术问题较少，各个望远镜在使用上有较大的灵活性。除望远镜阵外，各种方案都是应用于小视场(1′以内)，以观测位置已精确测定的暗弱天体为主。因此，要求望远镜具有较高的定位精度(1″)和跟踪精度(0.″1)。


空间望远镜

空间望远镜（英语：space telescope）或太空天文台，是在外太空用于观测天体的望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。
经由莱曼·史匹哲在1946年的提议，第一批运行的望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（Orbiting Astronomical Observatory 2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。
因为地球的大气层对许多波段的天文观测影响甚大，天文学家便设想若能将望远镜移到太空中，便可以不受大气层的干扰得到更精确的天文资料。目前已有不少空间望远镜在太空中运行，例如：观测可见光波段的哈勃空间望远镜，观测X光波段的钱卓拉太空望远镜，观察γ射线波段的康普顿天文台（已于2000年退役）以及观测暗物质的暗物质粒子探测卫星等。

目录

1 历史
2 优点
3 缺点
4 未来发展
5 太空天文台或望远镜

5.1 功成身退
5.2 服役中

6 计划中

历史
1837年，普鲁士天文学家威廉·沃尔夫·比尔和约翰·海因里希·冯·马德勒讨论在月球上建立天文台的好处。1946年，美国理论天体物理学家莱曼·史匹哲提出一个太空望远镜的构想。史匹哲提议建立一个不会受到地球大气层阻碍的大型望远镜。在1960年代和1970年代为建造这样一个系统进行游说之后，史匹哲的构想最终实现成了哈勃太空望远镜，它于1990年4月24日由发现号太空船（STS-31）发射。
第一批运行的太空望远镜是1968年发射的美国轨道天文台轨道天文台2号（OAO-2），以及1971年在苏联太空站Salyut 1上的Orion 1紫外线望远镜。

优点
在地球上的地面天文台进行天文学研究时，会受到大气层对电磁辐射的过滤和扭曲（闪烁）影响。在大气层外围绕地球运行的望远镜，既不会受到大气层的闪烁影响，也不会受到地球上人工光源的光害影响。因此，太空望远镜的角解析度通常比具有类似孔径的地面望远镜高得多。许多较大的地面望远镜也因此而运用自适应光学技术以减少大气效应。

 太空天文台及其工作波长范围。
太空天文学对于光学窗和无线电窗（Radio window）以外的频率范围更为重要，这是电磁波频谱中仅有的两个不被大气层严重衰减的波长范围。例如，X射线天文学在地球上进行几乎是不可能的，只有由于钱卓拉天文台和XMM-牛顿卫星等轨道上的X射线望远镜，才达到目前天文学的重要性角色。红外线和紫外线基本上也被阻挡。

缺点
太空望远镜的建造成本比地面望远镜高得多。由于它们的位置，太空望远镜也极难维护。哈勃太空望远镜是由太空船提供服务的，但大多数太空望远镜根本无法获得这种服务。

未来发展
美国国家航空暨太空总署、印度太空研究组织、欧洲太空总署、中国国家航天局、日本宇宙航空研究开发机构和后来由俄罗斯航太继承的前苏联太空计划已经发射许多卫星并营运中。截至2018年，许多太空望远镜和天文台已经完成了它们的任务，而其他的则继续延长运行时间。然而，太空望远镜和天文站的未来可用性取决于及时和充足的资金。虽然美国国家航空暨太空总署、日本宇宙航空研究开发机构和中国国家航天局已经计划建立未来的太空天文台，但科学家们担心未来的计划无法立即填补技术缺口，而这将影响基础科学的研究。

太空天文台或望远镜
 截至2005年，一些太空观测站及其波长工作范围。
功成身退

轨道天文台（OAO）

康普顿天文台（CGRO）

太阳极大期任务卫星（SMM）

红外线天文卫星（IRAS）

红外线太空天文台（ISO）

宇宙背景探测者（COBE）

斯皮策太空望远镜（Spitzer Space Telescope）

服役中

哈伯太空望远镜（HST）

钱卓太空望远镜

XMM-牛顿卫星（XMM-Newton）

普郎克巡天者

赫歇尔太空天文台

费米伽玛射线太空望远镜

暗物质粒子探测卫星

詹姆斯·韦伯太空望远镜

计划中

SPICA

巡天号光学舱


天文像的复原

天文像的复原（ astronomical image reconstruction ），为消除大气引起的望远镜中天体图像畸变而发展起来的一种新技术。在一般天文观测中，由于快速变化的大气湍动的平均效应，所得到的星像是一个角径0.″5～2″甚至更大的模糊圆，大望远镜的分辨率因而受到严重限制（见天文宁静度）。天文像复原的目的，是使观测结果的分辨率接近或达到望远镜的衍射极限，从而再现消除了大气影响的星像。
1970年，法国拉贝里提出，如果曝光时间短（小于0.02秒），那么在曝光瞬间大气是相对稳定的，拍到的星像不会是模糊一团，而是由许多斑点细节所构成的复杂图像。所谓“斑点”就是入射波前上同位相区域的光线干涉的结果，其尺寸接近望远镜的衍射极限。在斑点干涉图的瞬时天体像中包含了接近衍射极限的高分辨信息。对斑点干涉图进行数学上称为“傅里叶变换”的处理，便可将这些信息提取出来，在某些情况下可以再现天体的像。这个过程被称为斑点干涉测量。这种技术之所以能够实现，主要是由于多级像增强器技术的发展。应用这种技术才能在瞬间将暗弱的星像拍摄下来。图为美国基特峰天文台4米望远镜的斑点照相机：显微物镜3将星像放大，在照相机8的底片上显示出斑点细节。干涉滤光片5带宽约200埃，限制入射光的波宽范围，以保证成像光束的瞬时相干性。棱镜4用来补偿大气色散。照相机8的快门是联动的，能在短时间内拍摄大量（几十到几百张）斑点干涉图，以便进行统计平均，并提高测量结果的信噪比。对斑点干涉图可用模拟方法处理：用平行的激光光束穿过斑点干涉图，投射到照相底片上，底片上记录的衍射花样便是傅里叶变换的干涉图。在观测双星时，衍射花样是平行的条纹，其间隔反比于双星角距。条纹方向决定双星连线的方位角。这套装置已用于双星的常规观测，可测出0.″035的双星角距，方位角误差0°2。比模拟方法更精确的是数字方法，即用快速显微密度计对每张干涉图扫描，数字化的测量结果输给电子计算机，再进行傅里叶变换。斑点干涉测量是一种被动方法，其应用颇受原理上的限制。此外，快速拍摄暗弱星像，尽管采用了多级像增强器，也只能应用到亮于15等星（见星等）的天体。
另一种称为主动光学系统的像复原技术正处于试验阶段。这种技术是在光线进入探测器之前，主动改正入射光束的波前畸变。为此，需在光路中引入一种装置，能够快速检测出波前畸变。主镜的表面形状是可以快速变化的，例如主镜采用挠性结构，或由许多可控制的小镜块拼成。在上述检测装置控制下，镜面不同部分可独立运动。在光路中引进相反的波前畸变，则在最后焦平面上可获得消除湍流大气和光学像差影响的天体像。利用这种技术可以研究亮星邻近区域的细节。
不论是主动或被动的天文像复原技术，一般都要求在被测天体的等晕区内有一颗足够亮的星（其角直径必须小于望远镜的衍射极限）作为基准，用来确定瞬时间大气导致的波前畸变。所谓等晕区就是诸点源的波前畸变相同的区域，其大小约在10″之内。像复原技术一般也限于这个区域。目前，像复原技术还在发展之中，这种技术突破了大气限制，是地面天文光学的一项重大发展，对解决许多天文学前沿课题具有很大的推动力。


恒星干涉仪

恒星干涉仪（ stellar interferometer ），利用相位相关干涉或强度干涉方法测量恒星角直径和双星角距离的一种装置。它具有极高的分辨本领。1920年，迈克耳孙最先设计了一架恒星干涉仪，能测量到0.″02的角度。如图所示，恒星的光被平面镜B、B、A、A反射到望远镜里；若恒星是点光源，在望远镜焦平面P上，星像是B镜圆孔衍射和双光束干涉迭加的图样。对于双星则应有两组图样。调节距离D，当两组干涉条纹互相抵消时，双星的角距就等于λ/2D，λ是星光的有效波长。对于角直径为β的恒星圆面，当条纹消失时，β=1，22λ/D。这种干涉仪叫作相位相关干涉仪。后来制成另一种恒星干涉仪，叫作强度干涉仪。它用两架距离200米的大口径组合光学望远镜代替上述两块 B镜，用光电倍增管接受星光。光电倍增管接受到的信号强度是相关的。改变两架望远镜间的距离，可把观测的结果归算为恒星的角大小。这种仪器的分辨角小到0.″0004。由于需要大量的光子才能获得有意义的相关性，所以，即使采用口径大到6米的望远镜，也仅能观测亮于2等的恒星。


太阳观测仪器

太阳观测仪器（ instruments for solar observation ），专供观测太阳用的仪器，包括光学、射电和空间的专用设备。太阳观测仪器的历史可以追溯到1609年伽利略首次用望远镜观测太阳黑子。从那时起，尤其是二十世纪以来，在可见光波段对太阳进行了多方面的观测，出现了各种用于观测光球、色球、日冕等的光学仪器。六十年代以来，射电天文和空间天文技术迅速发展，实现了从γ射线直到米波的太阳观测，但是，历史悠久的光学观测仍占有重要地位。六十年代以前，太阳光学仪器从两方面发展，一是建造各种形式的太阳望远镜，二是研制具有各种用途的附属仪器，最主要的是高色散、高分辨率的光栅的太阳摄谱仪及其衍生仪器，如太阳单色光照相仪、太阳光电磁像仪和太阳照相磁像仪等。拥有这种摄谱仪的太阳塔，成为太阳物理观测的基本手段。双折射滤光器的出现，使对太阳进行单色巡视观测成为可能。但是，关于仪器内外的热空气湍流对成像质量的影响，并没有引起足够重视，以致在1962年以前，全世界拍摄的太阳照片中，角分辨率达到1″～2″的照片仅四十多张。
六十年代以来，太阳仪器的发展的一个重要方面是克服热空气湍流造成太阳成像模糊的缺点，从而将角分辨率提高到1.″0以至0.″5以内，因而可以进行所谓精细结构的观测。为解决这个问题，首先选择白昼天文宁静度特别好的地方安置太阳观测仪器，同时克服仪器自身引起的热空气湍流。从这个角度出发，无圆顶的露天塔式真空太阳望远镜，无疑是目前最佳的选择。为了提高光学成像质量，太阳望远镜愈来愈多地转向采用低膨胀材料镜面的反射系统。美国萨克拉门托峰天文台首次建造的全真空无圆顶的太阳塔，可观测到0.″3的日面细节。随着电子技术的进步，太阳观测仪器采用先进的接收器和电子计算机，使太阳观测水平发生质的飞跃。例如，采用固体阵列探测器(如二极管阵)，实现太阳光电磁像仪的多通道观测；采用光导摄像管的太阳视频磁像仪，实现太阳磁场的实时观测；用计算机控制的万能滤光器，可在宽波段范围内调节，并对太阳不同层次大气进行扫描观测；用电子计算机能及时处理并快速输出大量的观测数据，及时控制采用地平式装置的真空太阳望远镜。


定天镜

定天镜（ coelostat ），将太阳光反射到恒定方向的光学装置，由两块平面镜组成。第一平面镜，又称定天镜，置于没有赤纬轴的赤道式基架中（见图），镜面与指向天北（南）极的仪器轴重合。观测时，由电机驱动，镜面以48小时一转的均匀速度与太阳视运动同方向转动，便可将太阳光反射到某一固定方向，由第二平面镜截获，再将光线反射到水平(或垂直向下)的方向，然后进入水平式(或塔式)太阳望远镜中。第二平面镜通常采用地平式装置，分别绕两根互相垂直的轴作微调转动，以改正跟踪过程中太阳像的偏离。为了适应太阳赤纬的周年变化，避免在一天中出现定天镜上太阳光入射角过大(一般不超过45°)，以及出现第二平面镜装置挡住射向定天镜的光的情况，定天镜和第二平面镜之间应当能作相对运动。

水平式太阳望远镜是利用南北和东西方向的轨道来实现在水平面内的相对运动的。而在许多太阳塔中，为了减小塔顶面积，定天镜要能在沿极轴方向倾斜的南北向导轨上，或在圆弧形轨道上运动，第二平面镜则作升降运动。当定天镜装置应用于日全食观测时，可以不用第二平面镜，只用第一平面镜反射到某特定的水平方向，其方位角根据当时的太阳赤纬和当地地理纬度确定。定天镜的优点是结构简单、稳定、尤其是相对于固定在地面上的太阳望远镜来说，反射的天区并不转动，这对大型太阳摄谱仪的应用十分有利。
六十年代以前的太阳塔绝大多数采用定天镜。定天镜的缺点是在一天的跟踪过程中，太阳光的入射角和反射角不断变化，反射光的偏振状态也不断变化，而且变化规律不是简单的函数，在测量太阳磁场的横向分量时，引入难以补偿的仪器偏振。此外，结构分散，不能安置在真空系统中，也就不能避免自身产生的热空气湍流对成像的不良影响。


定日镜

美国基特峰国立天文台的定日镜
定日镜（ heliostat ），将太阳或其他天体的光线反射到固定方向的光学装置，又称定星镜。作用与定天镜类似，但采用一块平面镜置于赤道式装置中，可作赤纬方向的移动。当镜面以周日运动的速度作跟踪运动时，太阳光或星光被反射到极轴方向，然后直接或经辅助平面镜反射入固定的望远镜。与定天镜相比，它的主要优点是不用导轨，结构简单紧凑。光线入射角在跟踪过程中变化很小，一天以内仪器偏振近于常数，有利于太阳表面磁场横向分量的测量。主要缺点是反射天区(即视场)以周日速度旋转，观测有视面天体时，需补偿这种视场旋转。此外，由于冬季太阳光入射角较大，因此对镜面精度的要求比定天镜更高。美国基特峰天文台的太阳塔，采用的口径二米的定日镜是世界上最大的。它还用于观测恒星和行星的光谱。


太阳塔

南京大学的太阳塔
太阳塔（ solar tower ），又名塔式太阳望远镜。外形是塔式建筑物，通常高20米以上。塔的顶部一般安置定天镜，将入射的太阳光线垂直向下反射，进入成像光学系统和附属仪器。这种结构是美国海耳在1904年提出的。他在地面20～30米高度处，用小望远镜目视观测，发现太阳像的清晰度比近地面观测有明显提高，表明近地面的上升热气流对成像质量有严重影响。如果将定天镜置于20米以上高度处，并用空心圆塔将向下反射的光路同近地面上升热气流隔开，塔内的空气层次大致是水平的，就可消除上述影响。基于这个理由，美国威尔逊山天文台在1908年首先建造太阳塔，取得良好观测结果。此后，许多国家相继建造。太阳塔通常建为双层结构，内塔顶部支承定天镜，中间安置太阳望远镜成像光学元件，在塔底或地下竖井内设置大型太阳摄谱仪及其他附属仪器，以便对太阳进行多方面观测。外塔顶部支承圆顶和观测室地板，从而减小仪器的振动。现代真空太阳望远镜，有建为塔式结构的，被称为真空太阳塔。


组合太阳望远镜

组合太阳望远镜（ SPAR ），在一个赤道式装置上安装几个不同用途的镜筒的太阳望远镜，通过它们可以同时获得不同的太阳物理现象的观测资料，并可节省基架和观测室的建造费用。建造这种结构望远镜的成功例子是美国大熊湖太阳天文台的组合太阳望远镜。它的主镜筒直径105厘米，还有口径25厘米的色球望远镜和光球望远镜镜筒、23厘米反射日冕仪和40厘米卡塞格林望远镜镜筒，可同时进行色球、光球和日冕（或光谱）三项观测。


真空太阳望远镜

美国萨克拉门托峰真空太阳塔外形
真空太阳望远镜（ vacuum solar telescope ），全部成像光学元件均置于真空筒(气压为1毫米汞柱以内)中的太阳望远镜。使用真空筒是为了消除仪器内部气流对成像的有害影响。另外，外部结构（如圆顶）引起的热空气湍动，也会影响成像质量，所以在观测时须将圆顶(或其他形式的活动屋顶)移开，或不用圆顶，采用露天的望远镜结构。美国萨克拉门托峰天文台的真空太阳望远镜，其外形是41米高的露天锥塔，顶部是真空密封转台，太阳光射入直径75厘米的玻璃密封窗后，被构成地平系统的两块直径110厘米的平面镜反射到直径0.6米、焦距46米的成像镜上，反回的光线经斜平面镜，穿过密封出射窗进入附属仪器。成像镜置于地下55米的真空筒的底部。这个重250吨的真空筒是可以转动的，以补偿视场旋转。由于采用地平式装置，须用计算机控制两块平面镜的运动去跟踪太阳。这台仪器安装在天文宁静度很好的高山上，有时能够分辨出太阳表面0.″3的细节，发现许多新的现象。它代表目前地面太阳仪器的最高水平。


太阳摄谱仪

多波太阳摄谱仪光路图
太阳摄谱仪（ solar spectrograph ），拍摄太阳光谱的光学仪器。一般采用平面衍射光栅作为色散元件。准直镜和成像镜焦距在10米左右，光栅线色散一般为5～13毫米/埃，也有小到1毫米/埃的。由于太阳辐射非常强，入射狭缝可以开得很窄，光谱分辨率接近光栅分辨本领的理论值，因此，可用来研究太阳光谱的精细结构。太阳摄谱仪采用的光学系统主要有：①经典的埃伯特－法斯蒂系统：准直镜面和成像镜面严格地在同一球面上；光栅同镜面间的距离等于镜面焦距的0.84倍时，光谱焦面是平面。②利特罗系统：一种自准直系统，准直镜和成像镜是同一组双合消色差透镜，光栅的衍射角与入射角相差很小，结构简单，大多用于垂直式摄谱仪。③二次色散摄谱仪：在成像镜第一次成像的焦面处安置中间狭缝，只让一小段需要的光谱通过，利用适当光学装置，使它返回成像镜，并经光栅再色散一次，由准直镜成像，并进行照相和光电记录。采用这种装置的主要目的是消除大部分散射光，以获得高纯度光谱，同时，可将线色散增大一倍。④多波段摄谱仪：水平放置，光栅一般是不转动的，各个波段的成像镜和底片盒沿色散方向布置可同时拍摄若干个波段的太阳光谱。
为了观测太阳光谱的精细结构，必须尽量减小甚至消除摄谱仪内部气流对光谱成像的不良影响，为此，可将摄谱仪内部抽成真空。放置多波段摄谱仪的仪器室，在建筑结构上需采取隔热、空调措施，使室内温度均匀，而且日变化很小。此外，在准直镜与诸成像元件之间设置挡光板，以减小散射光。由太阳摄谱仪衍生的仪器有：①太阳分光仪：在光谱焦面上安置由出射狭缝和光电倍增管构成的光电头，沿色散方向扫描测量谱线轮廓；②太阳单色光照相仪和太阳照相磁像仪；③太阳光电磁像仪等等。


太阳单色光照相仪

太阳单色光照相仪（ spectroheliograph ），利用太阳摄谱仪拍摄太阳单色像的仪器。入射狭缝S1之前的45°平面镜M1可以移动或转动，使太阳像相对入射狭缝作匀速扫描运动。同时，在对准所要求的单色谱线的出射狭缝 S2后面的底片盒P，作同步的扫描运动，便可拍摄到太阳的单色像。底片盒扫描运动应具有较高的精度，否则，在底片上会出现与出射狭缝平行的条纹，当摄谱仪色散度较低时尤为明显。太阳单色光照相仪的优点是：可以随意选择所要求的单色波长和透射带宽；结构简单稳定；受温度变化的影响较小。缺点是：扫描一幅像需要较长的时间，不适于实时观测；受天文宁静度的累积影响，不易得到高分辨率的照片。早期目视观测太阳单色像，也利用这种装置，只是不用底片扫描，而是在出射狭缝后面安置一个快速旋转的方棱镜，棱镜后面有一组目镜。由于视觉暂留的作用，通过目镜便可看到固定的太阳单色像。这种装置称为太阳单色光观测镜。滤光器发明后，出现了色球望远镜，这种装置就落后了。


色球望远镜

紫金山天文台的色球望远镜
色球望远镜（ chromospheric telescope ），用某一单色光观测太阳色球层活动现象(如谱斑、耀斑、日珥等)的光学望远镜，又称李奥太阳望远镜。色球层的亮度比光球层微弱得多，也比白昼天空背景暗弱。平时，用普通光学望远镜只能观测到光球，无法观测色球。如果在望远镜的光路中加一具双折射滤光器，只透射色球谱线的窄带（带宽0.25～0.75埃）单色光，在成像焦面上便得到色球的单色像，既可以用目视，也可以用照相方法观测。常用来观测色球的谱线是氢线（6563埃）和电离钙线(3934埃）。太阳巡视用的色球望远镜，物镜口径一般为10～20厘米，太阳像直径约2厘米左右，胶卷上记录全部日面资料；观测色球层精细结构的望远镜，物镜口径一般大于25厘米，太阳像直径10厘米以上，胶卷上只记录局部日面资料。在每幅照片上除记录色球像外，一般还同时拍下时间记号和用于光度定标的阶梯光标。有的色球望远镜上还附有普通的望远镜，以便同时观测光球。


双折射滤光器

双折射滤光器（ birefringent filter ），由双折射晶体构成的、利用偏振光的干涉作用得到充满视场的单色光的仪器。又称偏振干涉滤光器或李奥滤光器，是李奥和奥曼分别于1933年和1938年独立发明的。主要用于太阳的单色光观测，最常用的双折射滤光器，其透射带半宽在0.1～1埃之间。大多数的工作波长为6563埃。
偏振光进入光轴平行于通光表面的双折射晶片后，分成振动方向垂直于晶轴的寻常光和平行于晶轴的非常光。出射时，它们之间具有以波长λ为单位的光程差n=μd/λ。这里d为晶片厚度，μ是双折射率，即寻常光与非常光折射率之差。若再通过一偏振片，两束光就发生干涉。当偏振片的偏振轴平行于入射光的振动方向，且同晶轴成45°时，透射光强度为：τ=cos2nπ。ｎ为整数时，τ有极大值；而当ｎ为半整数时，τ为零。因此，若入射光是白光，便得到明暗相间的透过带。透射率曲线如图1a。图1b和图1c是厚度为2d和4d的晶片与偏振片组合后的透射率曲线。若偏振光相继通过以上三个组合，便得到如图1d所示的相隔较远的狭窄的透射带。将这样的组合增加到足够多（其中每块晶片的厚度都是它前面晶体厚度的2倍）时，可得到足够窄的透射带。带两旁第一个零点之间的波长间隔与最厚一级的相同，透射带极大值之间的波长间隔与最薄一级的相同。这种组合称为李奥Ⅰ型简单级滤光器。图2是其中三个级的组合。

埃文斯提出将简单滤光器的一个级分成厚度相等的两半。中间夹入另一级，一起放在两正交偏振片之间，如图3所示，图中短线表示晶轴或偏振轴的方向。透过这种组合的光强度为：

其中 n p和 n j 分别为中间级和分开级的光程差。这种形式称为分开级 滤光 器。由于两偏振片之间放了两级晶体，所以可比简单 滤光 器省掉约一半数量偏振片，使透射率大为提高。
另一种索克滤光器由夹在两偏振片之间的若干厚度相等的晶片构成。各相邻晶片的晶轴方向之间的夹角和两端的晶片晶轴与偏振片光轴之间的夹角可以有多种方式来确定。改变索克滤光器中晶片之间的相对方位可使透射极大的位置与透射带轮廓发生变化。由于整个滤光器只用两块偏振片，所以其透射率可比李奥滤光器大为提高。
若以最薄的晶体级透射带间隔作为标准，在滤光器主极大带两旁总宽度范围内，次级带的总能量大约为主带能量的10％，索克滤光器的要更强一些。
不同方向的光线通过晶体后出射，有不同的光程差。因此，斜光线通过滤光器所引起的主极大的位移和次级带能量的增加便会限制视场。一般说来，滤光器的可用视场约为1°。李奥将滤光器的一级分成厚度相等的两半，光轴互相正交，中间放一1/2波片，这样的级能扩大视场，称为宽场级。将滤光器中透射带较窄的级改为宽场级，可将其视场扩大到4°左右。
太阳观测有时要求滤光器的主带位置向紫翼或红翼作小范围的移动。为实现这一要求，现已研制成功在可见光范围内可调到任意波长处的滤光器。双折射物质的μ值与温度有关。因此滤光器需在恒温下工作，以避免由温度变化引起的透射带位移。为了减少反射损失和杂散光，所有元件都浸在硅油中。最常用的双折射材料是水晶和冰洲石晶体。


干涉滤光器

干涉滤光器（ interference filter ），由前置干涉滤光片和若干个串接法布里－珀罗标准具组成的窄带滤光器。如果适当选择标准具间隔，便可构成透射带比双折射滤光器更窄的滤光器。例如，一种干涉滤光器在5000埃处，其透射带半宽仅0.03埃。每个标准具密封在加压气室中，改变气压便可改变透射带的波长。标准具是非常精密的光学器件，对于材料选择、光学工艺、镀膜技术和间隔控制都有很高的要求。目前，干涉滤光器的成像质量尚不及双折射滤光器，稳定性也有待提高。干涉滤光器的优点是材料不受天然条件的限制，透射带窄而且可调，透射率高，结构也比较紧凑。许多太阳望远镜采用混合滤光器。它的最后一级采用双折射单元，以保证成像的高质量和稳定性，其余各级都用干涉滤光器，以获得较高的透射率。目前，干涉滤光器和混合滤光器已应用于太阳色球和太阳磁场的观测。


太阳磁像仪

太阳磁像仪（ solar magnetograph ），测量太阳活动区的磁场和普遍磁场并显示磁图的一种仪器。它是根据逆塞曼效应原理设计的。所谓逆塞曼效应，是指在磁场作用下，光谱中某些对磁场敏感的吸收线发生分裂的现象。图1表示简单的三分裂，即正常逆塞曼效应。磁场平行于视线方向（纵向磁场）时，谱线分裂成左旋和右旋圆偏振的两条支线。磁场垂直于视线方向（横向磁场）时，谱线分裂成三条支线，当中的π线是线偏振，旁边两条σ支线是部分线偏振。支线间的距离称为裂距(ΔλH)，它同磁场强度成正比。对于黑子强磁场（约数千高斯），在太阳摄谱仪入射狭缝前加上适当的分析偏振光的器件，便可在摄有磁场敏感谱线的光谱底片上直接测出裂距，从而获得黑子内的磁场强度。

低于几百高斯磁场的谱线裂距太小，难于直接测量。必须借助于间接的方法，即在磁场敏感谱线轮廓某些固定位置上，测量出具有不同偏振状态的分裂支线间的强度变化，进而计算出磁场强度。太阳磁像仪就是用这种间接方法来测定磁场的。图2所示为纵向磁场的测量原理，实线和虚线分别表示两条相反圆偏振支线的轮廓，探测器对准轮廓翼部某个位置，测定两支线强度差，便可得到与它成正比的纵向磁场。至于横向磁场的测量就比较复杂，需要提高探测器的灵敏度和精密度，并使探测器对准谱线轮廓中央，才能测定。

磁像仪测量的是太阳辐射的偏振状态。由于光线被倾斜镜面反射和仪器的其他缺陷，会出现附加的仪器偏振。在测量纵向磁场时，通过相减手续可自动消去仪器偏振。但在横向磁场测量中没有相减过程，仪器偏振同横向磁场引起的偏振混淆在一起，这便增加了测量的复杂性。根据所用探测器类型的不同，太阳磁像仪可以分为三种：太阳光电磁像仪、太阳照相磁像仪、太阳视频磁像仪。它们各具特点，都可用于测量太阳的表面磁场。


太阳光电磁像仪

太阳光电磁像仪（ photoelectric solar magnetograph ），用光电辐射探测器测量太阳磁场的一种基本仪器，也称向量磁像仪，是美国天文学家H.D.巴布科克于1953年发明的。

光电磁像仪一般是由太阳摄谱仪改制的。在图1中，入射狭缝前有一组偏振光分析器，由波片、电光晶体、偏振片组成。电光晶体通光的两个表面上镀有透明电极，加上交变的高压电信号，便成为调制波片，其光学滞后量通常是在±1/4波长范围内变化。这样，偏振光分析器便能对不同的偏振成分进行调制分析。在摄谱仪焦面处有三个紧靠在一起的出射狭缝，正中狭缝对准谱线轮廓中央，用于横向磁场测量。两旁狭缝处于谱线轮廓翼部对称位置，用于纵向磁场测量。出射光进入相应的光电倍增管，输出电流经过放大，再由电子装置和计算机处理成磁场信号。在单独进行纵向磁场测量时，偏振光分析器可以仅由电光晶体和偏振片构成。
太阳自转和日面局部区域的运动，会产生正比于视向速度的谱线位移，破坏谱线轮廓相对于出射狭缝的对称性。在出射狭缝前安置一块可旋转的平面平行玻璃板，便可使谱线回到对称位置。平板的转动是由谱线轮廓翼部两狭缝接收的平均信号强度的差值伺服控制的，平板转角可作为视向速度的量度。因此，光电磁像仪还可测量日面不同地方的视向速度。

利用日震重构的太阳背面磁场

光电磁像仪原则上可测量纵向磁场、横向磁场及其方位角，但测量横向磁场是很困难的，因为横向磁场的信号比纵向磁场的弱得多，而且不能在测量过程中自动消除仪器偏振。许多光电磁像仪的前置光学系统中均采用了定天镜那样的装置。这种装置引入的仪器偏振是变化的，难于补偿，而且在数值上往往会大于横向磁场导致的太阳辐射偏振。因此，许多光电磁像仪实际上只用于测量纵向磁场。但是，光电磁像仪测量精度高，在选择谱线上具有较大的灵活性，除了测量磁场外，还可测量日面亮度场和视向速度场。随着多通道探测器的应用，测量速度也不断提高。图2是用美国基特峰天文台光电磁像仪得到的太阳磁图。


太阳照相磁像仪

太阳照相磁像仪（ photographic solar magnetograph ），用照相的方法获得日面纵向磁场图的太阳磁像仪。1958年，莱顿最先用美国威尔逊山天文台的太阳摄谱仪改装而成。在太阳单色光照相仪入射狭缝前安置光束分离器和偏振光分析器，使分离的左旋和右旋的偏振光在狭缝的不同部位进入单色光照相仪，这样就能在扫描底片上得到一对相反圆偏振的局部太阳单色像。先将其中一张负片翻拍成正片，并使它的反差值精确地等于1；再将它同另一张负片迭合，复制成一张照片，就是日面纵向磁场图。在使用窄带滤光器的太阳望远镜上也可用照相相减法获得磁场图。照相方法的优点是角分辨率较高，记录时间较短，不涉及复杂的电子技术。磁场灵敏度约20高斯。但是用上述相减方法处理磁图，尤其是保证反差γ=1（见天文底片），需要相当细致的工作和较长的时间。虽然有人提出半自动照相相减法，但结果比较粗糙，未被广泛采用。


太阳视频磁像仪

太阳视频磁像仪（ vedio solar magnetograph ），用电视摄像管作为探测器的一种太阳磁像仪。光学系统是采用窄带滤光器的望远镜。测量横向磁场时滤光器透过带调节到磁场敏感谱线的线翼或线心。滤光器前安置偏振光分析器。摄像管接收到的调制信号输入计算机进行处理。测量结果可在荧光屏上实时显示为磁图，也可记录在磁带上。澳大利亚库尔古拉天文台的视频磁像仪采用干涉滤光器，能以0.3秒的曝光时间，拍到一张磁图，其空间分辨率约为2″。视频磁像仪能以较高速度记录和显示磁场，特别适宜于研究日面快速变化的磁场现象，但受摄像管性能限制，测量精度较低。现有的视频磁像仪大都限于测量纵向磁场。


日冕仪

日冕仪（ coronagraph ），能在非日食时观测日冕和日珥的形态和光谱的仪器。日冕的亮度仅为日面平均亮度的百万分之一，远低于地面白天天空亮度，只有在日全食时，天空变黑之后，才能在地面上用肉眼看到银白色的日冕和红色的日珥。日冕仪的主要特征是在望远镜主镜的焦平面上设置一个挡光屏，可遮挡主镜形成的太阳光球像，留下的日冕像则由另一个透镜聚焦到终端的焦平面上。望远镜光学和机械设计要求最大限度地消除镜筒内和仪器本身的散射光。此外，仪器应该安置在高海拔的台址诸如2 000米以上的高山上，以期达到因大气稀薄和洁净致使天空亮度能够下降到相当于或略低于日冕亮度的外部环境。
日冕仪通常用于白光或单色光观测。在口径较大和光力较强的日冕仪焦平面上设置低色散光谱仪可进行日冕和日珥的分光研究。地面日冕仪只能看到日面边缘附近的内冕区域（约 0.3 个太阳半径），而在最佳条件下的日全食期间，则可观测到延伸的外冕（4～5个太阳半径以远），因此不能完全取代日全食之时的日冕观测。
20世纪70年代以来，一些太阳空间探测器安载了日冕仪。由于日地空间内没有地球大气产生的散射光干扰和视宁度问题，空间日冕仪在任何时间都能观测到内冕和外冕。


太阳辐射测量仪器

太阳辐射测量仪器（ solar radiation measuring instrument ），测量太阳总辐射和分光辐射的仪器。它的基本原理是将接收到的太阳辐射能以最小的损失转变成其他形式能量，如热能、电能，以便进行测量。用于总辐射强度测量的有太阳热量计和日射强度计两类。太阳热量计测量垂直入射的太阳辐射能。使用最广泛的是埃斯特罗姆电补偿热量计。它用两块吸收率98％的锰铜窄片作接收器。一片被太阳曝晒，另一片屏蔽，并通电加热。每片上都安置热电偶，当二者温差为零时，屏蔽片加热电流的功率便是单位时间接收的太阳辐射量。日射强度计测量半个天球内，包括直射和散射的太阳辐射能。它的接收器大多是水平放置的黑白相间或黑色圆盘形的热电堆，并用半球形玻璃壳保护，防止外界干扰。用于分光辐射测量的有滤光片辐射计和光谱辐射计。前者是在辐射接收器前安置滤光片，用于宽波段测量；后者是一具单色仪，测量宽约50埃的波段。1965年起，已在火箭和气球上装置上述仪器，以测量大气外的太阳辐射。


天体测量仪器

天体测量仪器（ astrometric instruments ），测量天体位置的仪器。
经典的天体测量仪器有：子午环、天顶仪和天体照相仪等，观测结果用于光学星表的编制。中星仪、光电等高仪、照相天顶筒在测定时间和纬度的同时，也给出所采用参考星表中恒星位置的相对测定结果。20世纪80年代后广泛应用的各种新技术，如甚长基线干涉测量仪、光干涉仪等采用了干涉方法。
天体测量仪器的工作方法是角度测量(仅甚长基线干涉测量采用测距方法)，采用干涉法后使测角的精度大大提高，未来的微角秒空间天体测量仪器都将采用此方法。以观测地点来区分有地面和空间天体测量仪器；以观测方法分则有大视场、小视场和全天天体测量。此外，还有绝对和相对观测之分。依巴谷天体测量卫星和哈勃空间望远镜的发射开拓了空间天体测量的新纪元，测定位置的精度比地面观测高一个数量级以上，空间天体测量仍然是21世纪初天体测量发展的优先领域。各国宇航局、空间研究中心和天文台正在实施各种空间甚长基线干涉和空间天体测量计划。空间和地面天体测量仪器各有特色，利用它们开展的研究工作也是相辅相成、相互补充的。
天体测量仪器的发展也包括了仪器终端检测器的更新，从目视、照相到电荷耦合器件(CCD)等，使观测的星等更暗，波段范围更宽，响应更灵敏。许多新的技术如光子计数、数字滤波和计算机等的应用，观测仪器也日趋全自动化，可更方便地取得丰富的观测资料。


子午环

子午环
子午环（ meridian circle ），用来精密测定天体过子午圈的时刻和天顶距，借以求得天体赤径和赤纬的一种光学仪器。子午环曾被誉为最精密的天文仪器。二百年来，它一直是编制基本星表的主要仪器。它的主要部分是一架口径15～20厘米、焦距约2米的折射望远镜，其有效视场约为0°3。镜筒的中部是一个坚固而中空的立方体，侧面有水平轴，沿东西方向放置，使镜筒能在子午面内转动。水平轴的两外端为精密轴颈，置于V形轴承架上。在水平轴上套有直径较大的精密垂直度盘，用4～6台对称排列的读数显微镜读取望远镜的天顶距。读数也可由照相机记录。在新型子午环上已开始使用光学度盘或分辨率达0.″05的感应式传感器来代替金属度盘。望远镜和水平轴的绝大部分重量由专门的平衡机构承托，以减轻压在V形轴承上的重量。仪器的基墩须有深固的防震地基。在望远镜的焦平面上装有精密的测微器。测微器有垂直移动和水平移动的动丝。观测者转动测微轮带动水平动丝来对准星像，测出它偏离测微器中心水平丝的角距。将这个自动记录下来的角距加到垂直度盘的读数上，并作大气折射改正后，就得到这颗星中天时的天顶距。此外，控制驱动垂直丝的小电动机的速率，对准并跟踪水平移动的星像，配以恒星钟的秒脉冲，自动记录垂直动丝的位置，来推算出恒星经过子午圈的时刻，即这颗星的赤经。一颗星的观测时间一般不超过两分钟。
有的子午环已采用光电记录法，不再由人眼瞄准星像，而且观测数据也直接输入电子计算机。观测和归算正在逐渐转向全部自动化。子午环配有水银地平、准直管和方位标等附属装置，用它们分别定出天底点的位置、视准线的准直差以及水平轴的方位差。实际上，子午环观测还需校正多种误差。子午环一般可观测亮于9等的恒星。观测一颗星一次中天的均方误差为：赤经±0.″20～±0.″30，赤纬±0.″30～±0.″45。
子午环与中星仪的主要差别在于前者有测天顶距的精密度盘和不采用频繁的转轴观测法。为了定出绝对测定所需的赤经零点──春分点（见分至点），子午环还应观测太阳、行星和某些亮的小行星。


棱镜等高仪

棱镜等高仪原理图.
棱镜等高仪（ prismatic astrolabe ），可以同时测定经度（或世界时）和纬度的仪器。记录一组（三颗以上）位置已知的恒星在不同方位相继通过一个固定天顶距──等高圈──的时刻，即可算出仪器所在点的经度和纬度。
棱镜等高仪的原理和结构如图所示。一部分星光直接射入60°棱镜的一面，另一部分星光通过水银面反射后进入等边棱镜的另一面。恒星的地平纬度h由于周日运动而逐渐改变，当它恰好等于60°时，自棱镜射出的两束光a、b才互相平行，因而观测者通过目镜可以看到物镜焦平面上的两个星像在此瞬间重合。观测者按电键记录相应时刻，就可完成一颗星的观测。棱镜等高仪的优点是棱镜的棱角比较稳定，而且不需要精密的轴系、度盘和水准器。缺点是：①调焦会引入等高圈记录时刻的误差；②目视单次记录的偶然误差和人差都比较大。简单的小型棱镜等高仪主要用于野外天文观测。
20世纪50年代初，法国天文学家丹戎制造的口径10厘米、焦距100厘米的超人差棱镜等高仪，已克服上述缺点。在望远镜的焦平面附近增置由电动机驱动可以前后移动的双折射沃拉斯顿测微器。观测者用手轮调节测微器的位置。使视场内的两个星像在几十秒钟的观测时间内始终重合。测微器移动时自动给出一组记时信号，由此可以推算出恒星过等高圈的时刻。丹戎等高仪应用比较普遍，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″17。丹戎等高仪的缺点是：只能观测亮于6等的恒星；棱镜的棱角随夜间温度的改变而略微改变；尚有不大的人差。


光电等高仪

光电等高仪
光电等高仪（ photoelectric astrolabe ），用光电方法自动记录恒星经过60°等高圈的时刻，从而归算出经度（世界时）和纬度的一种新型仪器。它与棱镜等高仪的主要区别是用光电自动记录代替目视观测，在光学、机械结构上也有所不同。光电等高仪的焦平面上有一个玻璃记录栅，它上面有相互交替的透明线条和镀银线条。当星像经过这些线条时，照射到光电倍增管上的光强便不断变化。将光电信号放大并作适当处理后，可以用计时仪记下星像经过各线条边缘(记录线)的时刻，同时自动算出直接星像和水银星像重合，即恒星过等高圈的时刻。焦平面上有十对记录线，图示其中的一对Ⅰ和Ⅱ。直接星像 A经过Ⅰ和Ⅱ的记录时刻为t1和t2，水银像B经过Ⅱ和Ⅰ的记录时刻为t3和t4。恒星过等高圈时刻T可用下式表示：

中国于1972年研制成Ⅰ型光电等高仪，并投入常规观测。1974年又研制成Ⅱ型光电等高仪(见彩图)。Ⅱ型仪器采用 R－C望远镜，其口径为20厘米，等值焦距2.4米。仪器的测角基准不再是传统的60°等边棱镜，而是由两块镀有铝膜的熔石英组成的角镜。左边的角镜反射水银面星像，右边的角镜反射直接星像。

 上海天文台的中国制造Ⅱ型光电等高仪
Ⅱ型光电等高仪也是首次采用真空室的天体测量仪器。镜筒在真空室内的主要优点是：①可以自动消除大气折射和由于大气色散引起的天顶距测量中的光谱型差(光线入射窗需水平放置)；②消除了由于仪器内部气温不均匀而引起的反常折射。仪器的方位轴能够在电动机驱动下自动跟踪恒星的水平运动，使星光能沿垂直的狭缝进入记录栅，这样可以减少进入记录栅的夜天光。仪器装在观测室里，观测者在它的楼下通过潜望式寻星镜找星，这样可以避免人和电器热源影响星光和仪器。Ⅱ型光电等高仪可观测到7等星，单星观测的天顶距均方误差约为±0.″13，观测天顶距的稳定性也较高。


照相天顶筒

照相天顶筒（ photographic zenith tube ），测量世界时和纬度的仪器。1911年，罗斯设计的照相天顶筒首先在美国用于测纬。后经威利斯改进，1934年起开始用照相天顶筒测时。由于所得观测结果精度较高，五十年代后不少国家都采用照相天顶筒。

照相天顶筒的主体是一架对准天顶的照相望远镜，其口径一般为20～25厘米，焦距为口径的15倍左右。美国安装的一架最新照相望远镜口径为65厘米，焦距为13米。照相天顶筒一般可观测亮于9星等的恒星，其单星的测时和测纬均方误差在0.″1～0.″3范围内。星光经过物镜向下射到自然水平的水银面向上反射。物镜的第二主点位于物镜下方1～2厘米处，并在该处放置照相底片（全视场一般不到1°）。这样可以避免由物镜倾斜引入的误差。水银盘在电动机驱动下能用来升降调焦，其精确位置由专门的调焦杆决定。

北京天文台天津纬度站的中国制造照相天顶筒

假定一颗亮星在天顶附近上中天，将照相底片瞬时曝光四次，在中天前后各两次，记下曝光时刻t1、t2、t3和t4。每次曝光后，物镜连同底片由电动机驱动精确地旋转180°，然后再曝光。这样就能得到图中的星像。测出底片上1、4两点在南北方向的距离2y，就可以推算出纬度。测量1、4两点在东西方向之差x1－x4，就可以推算出该星过子午圈的时刻。若x1=x4，即曝光正好是对称于子午圈进行的，该星过子午圈时刻就等于t1和t4的中值。同样，从星点3和2也可以算出纬度和时刻。
用上述瞬时曝光法不能拍到暗星，实用的曝光时间约20秒钟。为了不使星像在底片上拖长，底片就得精确地跟踪恒星。当底片每移动到某一固定的位置（例如动程的中点）时，用接触法或光电显微镜法记时。这样的拍摄效果，与底片不动并作瞬时曝光记时的效果相同。
照相天顶筒一夜约观测10～30颗恒星，对每颗星观测约2分钟。在此期间需完成四次跟踪拍摄和记时，各次拍摄之间并需精确旋转180°。仪器通常设有程序控制电路，能自动操作观测。为了减少镜筒内外气温不均匀所引起的反常折射，观测者和控制设备等热源应远离仪器，有些照相天顶筒还对镜筒进行抽风。中国于1976年研制成功一台照相天顶筒，它是在真空罩内工作的，以消除镜筒内的反常折射，进一步提高观测精度。


天顶仪

天顶仪（ zenith telescope ），精密测定纬度和纬度变化的仪器。一般安装在固定台站。它是国际纬度站的主要观测仪器。1669年，英国胡克首创天顶仪，并用它测量天龙座γ星的周年视差。现今的天顶仪是考克孙在1900年左右设计的。这种天顶仪有一架能绕水平轴而在子午面内旋转的望远镜，其口径主要有110、135和180毫米三种。在望远镜的焦面上有目镜测微器，视场约18′，也有超过1°的。望远镜指向某一天顶距后可以与水平轴锁紧，然后一起绕垂直轴旋转180°。这样，望远镜就指向天顶另一侧的同一天顶距处。利用镜筒上的精密水准器可以检测和改正在转轴前后镜筒在天顶距方向的微小变化。天顶仪用目镜测微器观测一颗在天顶以南（或北）过子午圈的恒星，然后转轴180°，几分钟后再观测天顶以北（或南）过子午圈的另一颗恒星。由于这两颗恒星有相近的天顶距，能在同一视场中用目镜测微器测量。这样测得的两星的天顶距差等于两星的赤纬之和减去纬度的二倍。由于两星的赤纬是已知的，就可以解算出纬度。
天顶仪的优点是不需要测量难以测准的恒星天顶距(约在0°～30°的范围内)，因而避免了天顶距度盘的误差。此外，天顶距之差的大气折射改正也较易定准。用天顶仪观测一对星所得的纬度均方误差约为±0.″1～±0.″3。为了提高观测的精度，天顶仪在一夜间往往要观测许多对星。
除目视天顶仪外，还有照相天顶仪，用以拍摄南北两星的轨迹，求出两星的天顶距之差。浮动天顶仪也是一种照相天顶仪，它是漂浮在水银槽里的望远镜，用水银面保持水平，目的是使转轴前后镜筒的天顶距不变。


中星仪

中星仪（汉语拼音：Zhongxingyi；英语：Transit instrument），观测恒星过上中天（过观测站子午圈）的一种天体测量仪器。又称子午仪。主要用于精确测定恒星过上中天的时刻，以求得恒星钟的钟差，从而确定世界时、恒星赤经和基本天文点的经度。发明于17世纪，后经不断改进。中星仪由望远镜、目视接触测微器、寻星度盘、挂水准器、太尔各特水准器以及望远镜支座等部分构成。望远镜通常是折轴式的，其水平轴指向东西方向，镜筒可在子午面内旋转，星光经过位于水平轴中央的直角棱镜，反射到水平轴的一端用超人差接触测微器或光电接收器进行记录。中星仪水平轴上挂有一个高灵敏度的挂水准器，以改正水平轴的倾斜。在水平轴的两端各有一段精度极高的圆柱形枢轴，可保证水平轴倾斜误差和方位误差稳定不变。中星仪在一颗星的观测中间进行转轴，以抵消望远镜准直差等误差。利用太尔各特水准器，中星仪也可用于测量纬度或恒星赤纬。激光测卫等新技术已承担了测定世界时的任务，但用于检测铅垂线变化，中星仪的作用仍无可替代。


光电中星仪

上海天文台的光电中星仪
光电中星仪（ photoelectric transit instrument ），在中星仪上加一套记录恒星通过子午圈时刻的光电装置和一个导星镜，就成为光电中星仪。它是苏联H.H.巴甫洛夫在1946年发明的，是世界上主要测时仪器之一。单星观测均方误差可达 ±0.012时秒。光电装置由光电箱和放大器两部分组成。光电箱安装在望远镜水平轴的一端。在望远镜的焦平面附近装着一块镜栅，与焦平面成45°倾角。镜栅上交替排列着等宽度的透光和反光条纹。当星像通过透光条纹上时，星光透过镜栅射到一只光电倍增管的阴极上；当星像移到反光条纹上时，星光被反射到另外一只光电倍增管的阴极上。前一只光电倍增管的阳极和后一只光电倍增管的最后一个倍增极并联输出。于是，恒星通过镜栅，星光在两只光电倍增管上产生的光电流合成为绝对值相等、符号相反的正弦形光电流。微弱的光电流经过时延差约100毫秒的直流放大器，被放大成矩形讯号，经平均时刻记时器记录，最后打印出恒星中天的平均时刻。光电记录装置有直流、交流、光电跟踪和光电计数等形式。


双速月球照相仪

双速月球照相仪（ dual-rate lunar position camera ），附加在天文望远镜上，用来将月球和恒星同时拍摄在同一照相底片上，进行月球精密定位的一种仪器。它是美国马尔科维兹设计的，又称马尔科维兹照相仪。从二十世纪五十到六十年代，都用它测定历书时或测站的地心坐标。为了同时跟踪拍摄月球像和恒星像，要求仪器能补偿月球相对恒星的运动和减弱月球的强光。为此，在底片前安置了一块稍大于月球像直径的中性滤光片。观测前，根据事先算好的月球运动速度和方向，使滤光片绕置于某特定方向上的轴，以特定的速度旋转，在约20秒钟曝光时间内，月球像相对恒星不动。当滤光片与底片平行时，记录下观测时刻。滤光片外围是一块厚度和折射率与滤光片相同的平板透明玻璃，用来保证月球和恒星成像在同一焦平面上。为适应以0.″1的精度跟踪恒星的要求，采用两部电动机。一部用来驱动底片盒跟踪恒星；另一部用来转动滤光片，以补偿月球相对于恒星的运动。双速月球照相仪的名称即因此而来。由于望远镜跟踪精度的提高，后来又省掉了驱动底片盒的电动机。


坐标量度仪

坐标量度仪（ coordinate measuring instrument ），测量在透射或反射光照射下的平面目标（主要是照相底片上星像）的直角坐标的专用光学仪器。坐标量度仪包括瞄准星像的光学系统、载片架和移动机构、测量目标坐标的玻璃刻尺及其读数测微器。测量时，移动装上底片的载片架，瞄准星像，就可以从测微器上读出目标的位置数据。利用转像棱镜将被瞄准的星像旋转180°，然后测量星像，可以消除瞄准误差。仪器X和Y方向的两根刻尺应严格垂直，刻尺的每根刻线的改正量和刻尺的温度系数都可事先精密测定。仪器本身精度优于1微米。新型的坐标量度仪有自动记录设备，但测量者仍需瞄准目标和刻尺。有的天文台配备了天文底片自动测量系统，能快速自动测量底片上各种目标的坐标，甚至能自动测量目标的大小和各种光度数据。


测微器

测微器（ micrometer ），安装在望远镜上的一种附件，用来测量微小的角距，以提高观测精度。1638年前后，英国天文学家加斯科因首先将测微器用在天文望远镜上。它的主要部分是一个称为测微盒的金属匣子，借金属筒插入望远镜筒内，和望远镜固连在一起。在测微盒的框架上装有一定数量的水平丝和垂直丝组成的丝网，称定丝。盒内还有一个可移动的框架，框架上装有几条动丝。用精密螺旋推动框架，框架一侧装有弹簧，以消除螺纹的空回。在测微盒外装接目镜。在螺旋外侧连有测微轮，轮上刻有分度线。由分度线对应的位置，可知道螺旋转动的周数和周的小数。测微轮上每一分度值相应于动丝在视场中某一固定位置。在测时工作中使用的测微器，常在测微轮上再加一个玛瑙圆环。环上每隔一定间距，都嵌有金属接触片。当转动测微轮时，这些接触片就会相继和一固定的金属弹片接触，通过电路和记录仪器接通。这种测微器又称接触测微器。它被广泛应用在天体的定位以及双星相对位置和行星直径的测量中。


六分仪

六分仪

拼音：liù fēn yí

注音：ㄌㄧㄡˋ ㄈㄣ ㄧˊ

解释：一种天文仪器。测定天体与地平线夹角的仪器，于航海中可借以测定观测者所在的纬度。

例：

【天文学】

 六分仪
六分仪（ sextant ），用来测量远方两个目标之间夹角的光学仪器。通常用它测量某一时刻太阳或其他天体与海平线或地平线的夹角，以便迅速得知海船或飞机所在位置的经纬度。六分仪的原理是牛顿首先提出的。六分仪具有扇状外形，其组成部分包括一架小望远镜，一个半透明半反射的固定平面镜即地平镜，一个与指标相联的活动反射镜即指标镜。六分仪的刻度弧为圆周的1/6。使用时，观测者手持六分仪，转动指标镜，使在视场里同时出现的天体与海平线重合。根据指标镜的转角可以读出天体的高度角，其误差约为±0ḷ2～±1′。在航空六分仪的视场里，有代替地平线的水准器。这种六分仪一般还有读数平均机构。六分仪的特点是轻便，可以在摆动着的物体如船舶上观测。缺点是阴雨天不能使用。二十世纪四十年代以后，虽然出现了各种无线电定位法，但六分仪仍在广泛应用。


人造卫星光学观测

人造卫星光学观测（ optical observation of satellite ），利用人造卫星表面反射的太阳光或卫星本身的闪光对人造卫星进行各种光学观测，包括对人造卫星进行定位观测、亮度观测和光谱观测。定位观测是通过测定卫星的位置和相应时刻，以确定卫星的轨道要素，从轨道分析中获取科学信息，或进行卫星三角测量等工作。亮度和光谱观测的目的是研究诸如卫星在空间的转动、卫星表面的变化和地球大气某些物理性质等。人造卫星多数比较暗弱，而且快速横贯天空，视轨迹和视角速度的变化都比较复杂，所以卫星光学观测仪器必须具备大视场、强光力等特性和便于跟踪的机架和控制系统，以及精度相当高的记时系统。
定位观测主要有目视和照相两种。目视用的仪器结构比较简单，操作方便，资料处理迅速，但定位精度较低；照相用的仪器定位精度较高，但结构复杂，造价昂贵，资料处理较复杂。目视定位观测分相对定位和绝对定位两种。相对定位以恒星为背景，测定卫星的赤道坐标。一般采用特制的广角望远镜(视场6°～12°)，精度可达0°1～0°2，用于搜索和拦截明亮卫星。绝对定位是根据经纬仪原理测定卫星的地平坐标。采用特制的大视场跟踪经纬仪，精度可达3′～6′。有些国家还采用电影经纬仪观测卫星，它同跟踪经纬仪的区别是另有照相系统，能以视场分度线为背景拍摄卫星，最高精度可达20″。照相定位观测以恒星为背景测定卫星的赤道坐标，并精确记录相应的时刻。卫星照相机分非跟踪和跟踪两大类。非跟踪照相机有固定相机和恒动相机两种，可以达到光学观测中最高的定位精度，约1″。非跟踪照相机只能拍摄较明亮的卫星。跟踪照相机的特点是使卫星像能短暂地停留在感光底片上不动，增长曝光时间，使暗弱卫星成像。跟踪相对误差为1％时，其极限星等可比非跟踪式高5个星等。还有一种双速卫星照相机，它是利用设置在焦面前的一块平行平面玻璃板的旋转来补偿卫星像的拖曳，使卫星成点像，精度优于5″。
卫星亮度观测有目视、照相和光电观测三种。目视亮度观测包括直接用眼睛或通过目视光度计估计卫星的亮度。直接用眼睛观测是将卫星与卫星近旁已知亮度的恒星作比较，得出卫星亮度的变化规律。通过目视光度计观测时要不断改变视场中人工比较星的亮度，使与卫星的亮度始终一致，并把人工星亮度的改变情况记录在有时标的记录仪上，精度可达0.2～0.3星等。照相亮度观测是利用固定照相机，拍摄卫星和恒星拖迹，用测微光度计比较卫星和已知亮度恒星的拖痕密度，并考虑卫星像与恒星像的速差改正，得出卫星亮度的变化规律。光电亮度观测是将光电光度计放置在卫星跟踪望远镜焦点上，光电倍增管的输出信号录在有时标的照相示波器胶片上，可以得出卫星亮度的变化规律。
卫星光谱观测是利用分光元件将卫星光束色散成为光谱再进行观测的一种方法，一般采用附有物端棱镜的照相机，对卫星进行光谱的定性和粗定量观测。卫星运动的补偿可以通过照相机跟踪卫星或移动底片来实现。


广角望远镜

广角望远镜（ wide-angle telescope ），也就是一台照相机，其特点是操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。产品简介广角望远镜:广角望远镜也就是一台照相机，一般家用的胶片单反相机数码单反相机都可以。这台望远镜是一个普通镜头加一个512*512 Apogee AP6 CCD相机组成的，由于镜头可更换，可以组合出12度和30度的广角视场，对大面积天区进行曝光，我们可以利用它来拍摄流星雨、星座、星野、人造卫星过境等。由于操作简单，设备要求不高，很多初学爱好者都可以使用它实现天文摄影的入门。


非跟踪人造卫星照相机

非跟踪人造卫星照相机（ stationary satellite camera ），不追随人造卫星的运动而以恒星为背景拍摄明亮的人造卫星的专用仪器。它通常用于卫星三角测量和卫星定轨，其定向精度可达1″。非跟踪相机分固定相机和恒动相机两种。固定相机以美国布设的全球卫星三角网采用的BC-4型相机最为典型。用它观测“帕吉奥斯”(Pageos)1号卫星，对卫星位置观测均方误差只有±0.″25；对观测站相对坐标的测定，均方误差为±4.1米。这类固定相机采用的是强光力、大视场、地平式装置的照相机。观测时，锁紧两轴使照相机固定不动。当卫星像掠过底片视场时，用特制的多圆盘旋转快门，将底片上卫星拖痕，截出数十个甚至数百个测量标志──断口或点像，并记录下相应的精确时刻。BC-4型相机的观测过程可长达45分钟，其间进行九组（卫星通过前后各四组，通过时一组）恒星的曝光，每组五点。这种多点拍摄不但能有效地减少偶然误差，使固定式相机达到最高的定向观测精度，也便于进行平差内插，实现各站对卫星的同步观测。由于底片视场大达数十度，其计算过程就相当复杂，须用类似于航测或弹道照相底片的归算方法。
恒动相机采用赤道式装置。观测时，照相机跟踪恒星，同时拍摄卫星并记下相应的时刻。恒星像拍成易于测量的圆点，卫星像靠快门启闭形成数十个测量标志。由于视场较小，底片可采用简便的天文方法进行归算。中国紫金山天文台的卫星照相机采用口径43厘米、焦距80厘米的施密特光学系统，视场直径为7°6，可以拍到角速度为每秒1°的6等卫星，定位精度为1″，记时精度为1毫秒。由于卫星像在固定的底片上快速掠过，卫星像在底片上任何一点的有效曝光时间很短，所以，固定式卫星照相机只能拍摄明亮的卫星，这是它的最大缺点。拍摄暗卫星，必须用跟踪照相机。


贝克－努恩人造卫星跟踪照相机

贝克－努恩人造卫星跟踪照相机
贝克－努恩人造卫星跟踪照相机（ Baker-Nunn satellite-tracking Camera ），二十世纪五十年代由贝克和努恩设计的大型高精度人造卫星跟踪照相机，首批12台设置在环绕地球的±35°纬度带内。这种照相机采用焦距50厘米、口径也是50厘米的特殊设计的施密特光学系统(见施密特望远镜)，改正镜由三片透镜组成，视场5°×30°。焦面是半径50厘米的近似球面。采用宽约56毫米的长感光胶卷，借6～7公斤拉力变形后伏贴在胶片支承板上。机架为三轴式装置，以大圆弧逼近卫星视轨迹最高点近傍±30°弧段，进行跟踪，角速度可在每秒0″～7，000″之间连续调节。对于角速度为每秒1°的卫星，当跟踪误差为±1％时，可拍摄到星等为11等的暗卫星。照相机以固定方式工作时，可拍摄到6等的卫星。它有一扇圆筒状断口快门，围绕着焦面高精度地旋转，在恒星或卫星的星像拖痕上截出用作测量标志的断口，每转一周截出两个断口。另一扇“蛤壳”状总快门同心地紧围在断口快门之外。蛤壳每启闭一次，完成一次曝光，在此期间，星像拖痕被断口快门截出5个断口。曝光时间有0.2、0.4、0.8、1.6、3.2秒五种。在形成第三个断口的中央时刻，子钟度盘(分、秒、0.01秒盘)和100周圆扫描阴极射线管的记时亮点被投射到底片端部。记时精度达1毫秒，位置精度达2″。当照相机以固定式拍摄低速卫星时，由于曝光时间较长，恒星像明显地拖长，降低了测量精度。贝克-努恩照相机改进型的设计，是将原来的垂直轴斜置成极轴，照相机绕极轴恒速运转，使恒星成为点像。


四轴式人造卫星跟踪照相机

四轴式人造卫星跟踪照相机（ satellite camera with quadraxial tracking frame ），按天球上的小圆弧逼近卫星视轨迹实现跟踪照相的仪器。有四根转轴：Ⅰ轴是垂直轴；Ⅱ轴是水平轴；Ⅲ轴指向逼近视轨迹的小圆弧的极点，称为轨道极轴；Ⅳ轴按小圆弧的“纬度”调置，常称轨道纬轴。照相机绕Ⅲ轴旋转，对卫星跟踪。观测地平高度10°以上的视弧段，位置偏离小于0°2，与跟踪方向垂直的分速度小于每秒0ḷ5，在跟踪性能上比用大圆弧逼近的三轴装置为好。缺点是结构复杂。

四轴式卫星跟踪照相机有多种类型。无论按机架型式或跟踪方式都有很大区别。①中国HC型(地平框架式)和WGS型（地平叉式）是以照相机本体来跟踪卫星，使卫星成点像。利用快门在恒星像拖痕上截出断口，用作测量标志。在形成断口的中央时刻，快门产生光电脉冲信号，输给记时仪记时。②苏联АФУ型（地平框架四轴装置，放置在一个特制的赤道架上，形成五轴装置，但其跟踪性能与四轴式相同）以移动底片补偿卫星像拖曳，照相机本体不跟踪卫星。由于赤道架的周日运动和底片断续地以导星镜的跟踪速度移动，使恒星和卫星交替呈现一串串浓密节点状星像。利用底片移动期间触发的两次闪光，将计时器字盘和位置标记分两次摄在底片角上，相对于底片移动前后的两个位置标记，测量和计算出卫星点像曝光的中间时刻。③德意志民主共和国 SBG型（地平叉式）照相机把本体跟踪与底片移动结合起来。在照相机本体跟踪卫星的过程中，底片断续地以本体跟踪速度反向移动，补偿恒星像拖曳，也使卫星和恒星交替呈现在底片上。把底片移动和停止的指令脉冲输给记时仪记时。移动底片形成的一串串浓密节点状星像，比旋转快门形成的断口具有较高的测量瞄准精度，但由于底片移动装置的机械时滞不易稳定等因素，记时精度一般不如旋转快门的高。


光学跟踪经纬仪

光学跟踪经纬仪（ optical tracking theodolite ），记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。它是装在地平式装置上的双筒折射望远镜。当物镜口径为15厘米时，它可观测到7～8等的人造卫星。仪器的高度和方位转动可在较宽的范围内实现连续调节，能对各种运行轨道和速度的人造卫星进行观测。观测精度同卫星轨道、运行速度、观测者的熟练程度和仪器静态精度有关，一般在3'以内。观测时两名观测者位于仪器相对两侧，通过各自的望远镜并控制相应的仪器转动速度，对目标进行搜索和瞄准，使仪器尽可能准确地跟踪目标，然后闭合记录开关，即可输出目标方位和高度角数值。输出角度的形式有两种。一种是通过金属度盘在记录纸带上直接打印出来，同时输出取点瞬间的记时讯号给记时仪。另一种是采用光学编码度盘作为测角元件，在跟踪过程中根据所需要的采样频率，自动以二进码形式输出目标方位和高度值，经数据传输设备直接输入电子计算机进行处理。采用两台或两台以上同类仪器进行交会测量，可获得目标在空间的运动轨迹。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。此外，还有配备红外线跟踪器、电视监视器、激光测距仪等附属装置的全自动光学跟踪经纬仪，测角精度可高于1′。


打印经纬仪

打印经纬仪，记录人造卫星瞬时位置的光学仪器。打印形式的光学跟踪经纬仪，配套设备简单，独立性强，但它在数据处理和归算上要耗费许多时间和人力。码盘输出形式的跟踪经纬仪，配套设备复杂，但可立即获得目标的轨道数据，故在人造卫星观测站，尤其是在火箭发射场得到广泛应用。


辐射探测器

辐射探测器（ radiation detector ），将辐射能转换为可测信号的器件。探测器的基本原理是，辐射和探测介质中的粒子相互作用，将能量全部或部分传给介质中的粒子，在一定的外界条件下，引起宏观可测的反应。对于光学波段，辐射可以看作光子束，光子的能量传给介质中的电子，产生所谓光子事件，辐射能转变为热能（如热电偶）、电能（如光电流和光电压）、化学能（感光乳胶中银颗粒的生成），或者另一种波长的辐射（荧光效应）。根据这些能量和辐射，设计各种不同器件，以测量天体的辐射能量。辐射探测器的主要性能是：
①探测量子效率　指光子和探测器在作用的初始过程中，产生的光子事件数和入射光子数之比。它描述探测器接收和记录信息的能力。入射光子有可能穿透介质或被介质反射。有时介质要吸收几个光子引起一次光子事件，有时产生的光子事件未被检测，所以一般探测器的量子效率小于1。
②响应度　又称灵敏度，等于探测器输出信号和入射辐射功率之比。辐射功率增加时，输出信号也成正比地增加，这样的探测器称为线性的，否则称为非线性的。
③分光响应　又称分光灵敏度，指单色辐射作用时探测器的灵敏度。它表征探测器对不同波长辐射的响应特性。分光响应随波长变化的探测器，称为选择性的，反之称为非选择性的。以探测器最敏感波长处的响应为单位的分光响应，称为相对分光响应。
④探测率　等于探测器能探测的最小辐射功率的倒数。任何探测器都有噪声，比噪声起伏平均值更小的信号实际上检测不出来。产生如噪声那样大的信号所需的辐射功率，称为探测器能探测的最小辐射功率，或称等效噪声功率。有时用探测率描述探测器的灵敏度。
天文探测器要求具有宽敏感波段、高量子效率、高探测率、高分辨率和快速响应度。人眼是最早的天文探测器。十九世纪照相术发明后，照相底片一直是天文学研究的重要工具。二十世纪中叶起，广泛采用光电探测器，现今已有适用于从红外线到γ射线的各种光电器件。高空探测和行星际航行开展以来，核物理研究的各种高能探测器也相断应用于天文观测。在不同波段使用的各种辐射探测器如下表。

不同波段使用的各种辐射探测器


人眼的探测性能

人眼的探测性能（ detective property of human eye ），人眼作为一种辐射探测器有下述性能：眼睛的瞳孔直径随外界亮度在2～8毫米范围内变化。眼睛的视网膜上有圆锥细胞和圆柱细胞。这些细胞内的光化学作用刺激神经，产生视觉。当视场的亮度约等于或大于3尼特──流明/(米2·球面度)──时，圆锥细胞起主要作用，眼睛处于亮适应状态，称为白昼视觉。当视场的亮度约等于或小于3×10-5尼特时，眼睛处于暗适应状态，称为黄昏视觉。从暗适应转到亮适应约需2～3分钟；反之，从亮适应转到完全暗适应需45分钟。人眼只对波长4000～7000埃的辐射产生反应。人眼的分光响应分为白昼视觉分光响应和黄昏视觉分光响应。其分光响应曲线见图。在这两种状态之间，人眼分光响应是连续变化的。由图可知，对于白昼视觉，在波长5550埃处，灵敏度出现了极大值673流明/瓦。对于黄昏视觉，极大分光灵敏所对应的波长为5100埃，其值为1，725流明/瓦。人眼的灵敏度和视线的方向有关，笔直向前看时，其灵敏度最低。

眼睛能反应的最小辐射功率为5×10—17瓦，相当于5～14个光子的作用。眼睛能反应变化于1011量级的辐射，对辐射的反应是非线性的。当入射光子数成正比增加时，人眼的反应按对数律增加。人眼对背景的亮度差别有很强的辨别能力。人眼的分辨本领随不同物体的亮度和反衬而异。在理想的条件下，人眼可以分辨0ḷ.5。在一般照明条件下，眼睛的极限分辨角的平均值在1'左右。


天文底片

天文底片（ astronomical plate ），天文观测中拍摄暗弱星像时专用的长时间曝光（几秒钟到几小时，甚至更长）的底片。照相底片一般不适用互易律，即相同的曝光量（光的照度和曝光时间的乘积E×t）并不产生相同的照相密度。这种特性称为“互易律失效”。当光照度很强或很弱时，一般底片的互易律失效特别严重；但天文底片在低照度时，互易律失效比较小。如果用普通的感光测定仪（曝光时间约0.05～1秒）来测定天文底片，其灵敏度并不比普通的底片高；但用天文感光仪（曝光时间为几十分钟）来测定，天文底片就显示出高得多的灵敏度。

天文底片不仅用来记录天象，而且作为一种重要的二维辐射探测器，广泛应用于天体光度测量和天体分光光度测量。在这些测量中，必须精确测定底片特性曲线，以便通过测定照相密度D来确定照度E，从而确定天体辐射强度。特性曲线表示出密度同曝光量对数间的关系，它同底片材料、曝光时间、显影和定影过程有关。通常使用曲线中代表正常曝光的直线部分。直线斜率称为γ值（也称反差或对比度）。这个数值影响到测量的动态范围和精度。
天文底片有颗粒粗细之分。对于输入信噪比远大于1的探测，例如对亮变星和用干涉滤光器的照相等，为了缩短曝光时间，常采用粗颗粒、高灵敏度天文底片。对于输入信噪比远小于1的探测，例如对暗弱的遥远恒星和星系的照相时，就要用颗粒细但量子效率高的天文底片。对后一种底片若采取气体敏化措施，探测量子效率可从原来的0.1％提高到4％，望远镜的极限星等可以提高1～1.5等。
同光电探测器件相比，天文底片量子效率较低，响应非线性，精度低，宽容度较小。但是，它可以做成很大的尺寸（甚至大于50×50厘米2）。信息容量非其他探测器可比，而且价格便宜，并可长期保存。


底片敏化

底片敏化（ hypersensitizing of photographic plate ），为提高底片的探测量子效率和灵敏度，在曝光前后或曝光时对底片所作的特殊处理。
从二十世纪四十年代开始，已经有人采用烘烤等敏化技术。十多年来，发展了气体敏化技术，这种技术为天文台普遍采用。现有的敏化方法达数十种之多。对不同种类和不同批号的底片，由于敏化条件不同，效果也各不相同。使用者需要每次单独实验测定其最佳敏化方法。目前，最有效的敏化方法如下：
①抽真空处理　可以除去有害的氧和水蒸气，大大增加乳胶层对低强度光的灵敏度。基本上不增加灰雾。通常先抽真空然后再进行气体烘烤或浸泡。
②氮气浸泡或烘烤　可以除去氧和水蒸气，加速敏化剂与卤化银的化学反应。研究表明，在氮气里加2％或8％氢的混合气体中烘烤，所得的增益较高。
③氢气浸泡　可增加潜像的灵敏度和稳定度，同时又能使光电子更有效地形成潜像中心。
以上三种方法可以适当结合使用。
④硝酸银溶液浸泡　除去乳胶中卤化物，增加银离子浓度，此法适用于对红外敏感的乳胶。
除红外底片外，已敏化的底片在曝光时必须处于干燥的环境中，否则会丧失敏化效果。为此，必须改装望远镜的底片盒，并在曝光过程中使乳胶隔绝空气。已敏化而未使用的底片，必须在氮气中低温保存，才能在几十天内保持敏化效果。


光电倍增管

光电倍增管（ photomultiplier tube ），将微弱光信号转换成电信号的真空电子器件。主要用于在弱光条件下的光谱分析和光学测量。光电倍增管具有极高的灵敏度和最快的时间响应，还用于单个光子的脉冲计数。与闪烁晶体耦合可扩展它的波长响应范围，用于X射线、γ射线等高能射线的探测。

结构和原理
光电倍增管由真空管壳内的光电阴极、阳极以及位于其间的聚焦极和若干级倍增极构成（见图）。简称PMT。工作时各电极加上规定电压。当光入射到光电阴极上时，阴极发射光电子，在电场作用下沿规定的路径逐级轰击下一个电子倍增电极，在末级倍增电极上形成数量为光电子105～108倍的次级电子，最后为阳极收集，在电路中得到输出电流。
1934年L.A.库别茨基在光电管的基础上提出光电倍增管的雏形。1939年V. K.兹沃雷金制成实用的光电倍增管。后来由于锑–铯光电阴极，双碱、多碱光电阴极，碘化铯、碲化铯和负电子亲和势光电阴极相继出现，以及输入窗材料的改进，拓宽了光谱呼应范围（见光电管），从此就有了宽光谱高灵敏度光电倍增管。还出现了快速光电倍增管、电子快门光电倍增管、磁屏蔽光电倍增管、半球形壳和特殊壳光电倍增管。70代末微通道板（MCP）问世，出现了带微通道板的光电倍增管，还有位敏光电倍增管。光电倍增管的电子倍增极可分为分离式和连续式两种。分离式倍增极有圆笼式、盒栅式、直线聚焦式、百叶窗式、网式等。连续式有单通道和微通道板与金属通道式两种。

特征和参数
各种光电阴极的光谱响应曲线、不同波长的辐射灵敏度和量子效率及流明灵敏度的定义，以及脉冲时间特性同光电管。光电倍增管的增益为阳极电流与光电子电流之比。阳极灵敏度为光电阴极的辐射或流明灵敏度与增益之积。增益与所加的工作电压有关。在一定光强度范围内，入射光强与光电流成正比。但若在超过额定光强度下工作，光电阴极受损会引起灵敏度下降。损害不严重时，经黑暗条件下存放可恢复或部分恢复。若严重时会发生永久性烧伤。阴极暗电流和阳极灵敏度都随工作电压升高而升高，但上升的斜率不同。暗电流引起散粒噪声，倍增器产生倍增噪声，都影响光电倍增管的探测极限。因而，存在最佳工作电压，使信噪比也最佳。实际使用中只要阳极电流幅值能满足要求，总是选择较低的工作电压。一般选在比额定值低20％～30％的电压下工作。

光电倍增管结构图

在多道分析应用中，脉冲上升时间、下降时间、渡越时间分散、暗电流大小以及闪烁晶体余辉都直接影响光电倍增管的计数率和能量分辨率，这些在辐射粒子测量中都是很重要的参数。能量分辨率定义为脉冲半高宽与其中心能量之比。

发展方向
提高光电阴极灵敏度、扩展光谱响应、降低暗电流，一直是光电器件的重要课题。Ⅲ–Ⅴ族负电子亲和势光电阴极砷化镓的光谱响应从紫外线扩展到930纳米，砷化镓铟阴极的长波限延伸到1 000纳米，银–氧–铯阴极到1 600纳米。在短波段，多碱光电阴极、碲化铯、碘化铯本身就具有很好的紫外响应，但受到窗口材料限制。若窗口材料使用紫外玻璃光谱响应可延伸到185纳米，合成硅可到160纳米，氟化镁可到115纳米。负电子亲和势光电阴极由于成本太高，还没有用在光电倍增管中。高温双碱阴极（Na2KSb）因其暗电流极低，用于光子计数最为理想。它还能在175℃下工作，而用于勘探测井等高温环境。为适用于γ相机和正电子CT而发展了10×10平方毫米的异形管。为适应液体闪烁计数而开发了直径达508毫米的半球形光电倍增管。带微通道板的光电倍增管除具有极高的增益、抗磁场干扰等性能外，其上升时间已降到0.15纳秒、渡越时间0.55纳秒、渡越时间分散15皮秒，使时间响应达到一个新水平。还因其低畸变、高空间分辨率并采用多阳极技术而开创了新一代位敏光电倍增管，现已达到28×28位。弯曲型小孔径低噪声微通道板已开发成功，使位敏探测器性能更加优异。同时还开展了以高二次发射系数单晶硅为基材的超高增益微通道板的研制。
为降低暗电流、改善信噪比以提高探测灵敏度，行之有效的办法是低温致冷，降低光电倍增管的工作环境温度。


光电成像器件

光电成像器件（ photoelectronic imaging devices ），基于光电效应对物体成像或进行图像增强与转换的器件。待成像物体发出的辐射因强度或波长范围往往不适合人眼直接观察，而需借助像管、摄像管或固体成像器件。

图1　前照式(a)和背照式(b)CCD结构示意

图2　ICCD的外形

像管包括各种变像管、像增强器和电子摄像管。这类器件一般由光电阴极、电子光学系统和荧光屏（或胶片）组成。人眼不便直接观察的辐射图像投射到光电阴极，因光电效应转变为电子图像，经电子光学系统传送到荧光屏上，并转换为强度和波长范围都适合观察或处理的图像。
摄像管的基本结构包括光电阴极、靶面及扫描段。光电阴极上的光电子图像投射到靶面上，变换为电荷潜像，扫描段通过电子枪与偏转系统实现细电子束对靶面的扫描，并将上面的电荷潜像转变为视频信号。有的摄像管在光电阴极和靶面之间增设移像段，帮助光电子图像的转移。
20世纪70年代以来迅速发展起来的电荷耦合器件(CCD)是应用最广的固体成像器件。结构是硅单晶衬底上生长一层厚度约100纳米的二氧化硅，上面沉积金属电极及输入和输出端。CCD的优点是将光电转换及信号的存取集中在一个支撑件上，体积小巧，工作可靠，且具有大动态范围、高灵敏度、低噪声。带像增强器的CCD(ICCD)器件及背照式CCD(EBCCD)等，更是实现了以小型化装置对微弱光成像的功能。


电子照相机

电子照相机（ electronographic camera ），附在天文望远镜上的光电成像系统。主要由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜和底片三部分组成。光电阴极将映在它上面的光学图像变成电子像，经电子透镜系统聚焦和加速，记录在对高速撞击的电子敏感的底片上。电子像在底片上的照相密度在很大范围内同入射光强度存在着线性响应关系。电子照片的信息贮存量和动态响应范围很大，灰雾和暗背景很小，分辨率高达每毫米200线对以上。此外，从光电阴极发射出来的单个电子被加速到25千伏以上，便可在底片上产生能够识别的电子余迹，因而达到辐射探测器的理论极限。电子照相机能高效率地同时记录整个视场上所有天体的精确图像，非常适合于暗弱天体的测光和分光光度测量。例如，精确测定不均匀背景上的天体的星等，观测致密星系、弥漫星云以及类星射电源等暗弱天体，拍摄高色散度光谱，提高望远镜的探测极限星等。此外，电子照相机还成功地应用于空间天文学。

 克朗式电子照相机的结构
在高真空中，底片乳胶会放出水汽和其他气体，使化学性质非常活泼的光电阴极在瞬息之间损坏。要避免这种现象，还需要解决许多复杂的技术问题，同时，电子照相机在使用上也存在一些困难。
图为克朗式电子照相机的结构。金属管壳内装有电子透镜的电极2、3、4，电极间用玻璃管壳隔开。光电阴极1制备在蓝宝石片基上，同两块前置光学透镜组成一套像场改正系统。底片盒6和光电阴极间设高真空阀门5，将底片盒卸下更换时，关闭它能防护光电阴极。7是阀门操作机构，8是磁屏蔽套。底片安装在圆载片盘上，后者在外部磁铁作用下转动，依次使各底片对电子像曝光。底片盒用液氮冷却。


像增强器

像增强器（ image intensifier ），微光探测器的一种，又名像管，由安装在高真空管壳内的光电阴极、电子透镜（有静电聚焦和磁聚焦两种）和荧光屏三部分组成。它的工作原理是将投射在光阴极上的光学图像转变成电子像，电子透镜将电子像聚焦并加速投射到荧光屏上产生增强的像，然后用照相方法记录下来。单级像增强器亮度增益为50～100倍。几个单级管串接成的多级像增强器，亮度增益可达几千倍至几十万倍。用五级像增强器拍摄昴星团的照片表明，曝光时间为普通照相法的千分之一。单级像管图像分辨率，一般为每毫米80～100线对，多级像管则为每毫米20～50线对。由于普通照相底片在红外光谱区灵敏度极低，采用具有对红外光敏感的光电阴极的像管，可获得巨大增益。


大气光学

大气光学（汉语拼音：Dɑqiguangxue；英语：atmospheric optics），研究光通过大气时和大气的相互作用以及由此产生的各种大气光象的一门学科。
　　大气物理学的一个分支。某些大气光象常常是天气现象的前兆。对虹、晕、宝光环、海市蜃楼等大气光象，中国古代都有观测和解释。作为现代科学的大气光学的研究和发展，则与光学研究的进展有着密切的联系。19世纪末和20世纪初，英国科学家J.W.S.瑞利和德国科学家G.米分别建立了散射理论，解释了许多大气光象。20世纪60年代激光的出现，使光学大气遥感得到迅速的发展。卫星遥感技术的应用也对大气光学的研究提出新的要求，这些都促进了近代大气光学的发展。大气光学的研究内容包括：基本规律的研究，如大气散射和折射；大气光学特性的研究，如大气消光、大气吸收、大气能见度和天空亮度等；大气光象的研究，包括朝晚霞、曙暮光、天空色彩等大气光象及虹、晕、华等云中光象。


大气窗口

大气窗口（ atmospheric window ），指天体辐射中能穿透大气的一些波段。由于地球大气中的各种粒子对辐射的吸收和反射，只有某些波段范围内的天体辐射才能到达地面。按所属范围不同分为光学窗口、红外窗口和射电窗口。
①光学窗口　可见光波长约3000～7000埃。波长短于3000埃的天体紫外辐射，在地面几乎观测不到，因为2000～3000埃的紫外辐射被大气中的臭氧层吸收，只能穿透到约50公里高度外；1000～2000埃的远紫外辐射被氧分子吸收，只能到达约100公里的高度；而大气中的氧原子、氧分子、氮原子、氮分子则吸收了波长短于1000埃的辐射。3000～7000埃的辐射受到的选择吸收很小，主要因大气散射而减弱。

电磁波谱和大气窗口

②红外窗口　水汽分子是红外辐射的主要吸收体。较强的水汽吸收带位于0.71～0.735μ（微米），0.81～0.84μ，0.89～0.99μ，1.07～1.20μ，1.3～1.5μ，1.7～2.0μ，2.4～3.3μ，4.8～8.0μ。在13.5～17μ处出现二氧化碳的吸收带。这些吸收带间的空隙形成一些红外窗口。其中最宽的红外窗口在8～13μ处（9.5μ附近有臭氧的吸收带）。17～22μ是半透明窗口。22μ以后直到1毫米波长处，由于水汽的严重吸收，对地面的观测者来说完全不透明。但在海拔较高、空气干燥的地方，24.5～42μ的辐射透过率达30～60％。在海拔3.5公里高度处，能观测到330～380μ、420～490μ、580～670μ(透过率约30％)的辐射，也能观测到670～780μ（约70％）和800～910μ（约85％）的辐射。
③射电窗口　这个波段的上界变化于15～200米之间，视电离层的密度、观测点的地理位置和太阳活动的情况而定（见大气射电窗）。


大气色散

大气色散（ atmospheric dispersion ），地球大气对不同波长光线的折射率不同所造成的色散效应。大气天文宁静度良好时，可以观察到星像由于色散而形成一条垂直的小光谱，紫端靠近天顶。当天体天顶距为60°时，谱带红紫二端天顶距差约3″。随天体天顶距的增加，天顶距差逐渐增大。大气色散是许多天文实测工作中应予注意的问题。例如，在精确的定位工作中，必须考虑大气色散对不同光谱型恒星之间相对位置的影响。在从事光电测光时，大气色散会使恒星的紫外线和红外线偏离光阑中心，因而发生误差。用有缝恒星摄谱仪拍摄恒星光谱时，如果狭缝小于大气色散后的星像，会使恒星光谱能量分布失真。大气色散的影响可以通过光学补偿法减少或消除。例如，在望远镜光路中加一块棱镜，使它的色散作用和大气色散互相抵消。


大气消光

大气消光（汉语拼音：Dɑqi Xiaoguang；英语：Atmospheric Extinction），天体辐射穿过大气到达地面后强度减弱和颜色变化的现象。

产生原因
　　产生大气消光主要有两个原因：一是大气中各种分子和原子吸收辐射，使辐射能转变为其他形式的能量；二是大气中的气体分子、尘埃和水滴等质点将来自某方向的辐射散射到四面八方，从而减弱了天体辐射的强度。

影响因素
　　大气消光与大气的成分、辐射的波长和辐射穿过大气的厚度有关。通常蓝光所受的消光作用比红光严重，辐射穿过大气层的厚度增加，消光作用也加剧。因此，天体的天顶距越大，大气消光影响越大。
　　地面天文测光的结果要作大气消光改正，从而得到天体辐射的真实情况。


天文宁静度

天文宁静度（汉语拼音：Tianwen Ningjingdu；英语：Astronomical Seeing），地球大气抖动对光学成像的影响程度。又称天文视宁度。星像越清晰（星像直径越小）越稳定就是宁静度好；反之，如大气抖动厉害，星像模糊，则宁静度差。使宁静度变坏的原因是，低层大气在复杂的地区性气象因素综合影响下，出现不规则湍动，表现为气温（影响大气密度）的随机起伏，因而导致折射率的变化。大气折射率的这种不均匀变化会引起星像成为具有一定直径的模糊圆面，从而降低望远镜的分辨本领和极限星等，也会引起星光闪烁和颜色的快速变化。天文台必须选择建立在局部气象条件优越的地区，以获得良好的天文宁静度。


夜天光

夜天光（汉语拼音：Yetianguang；英语：Night Sky Light），在远离城市灯光的地方  ，太阳落入地平下18°以后的无月晴夜天空所呈现的暗弱弥漫光辉。又称夜天辐射或夜天背景。主要来源于高层大气中光化学过程产生的辉光、黄道光、恒星、星云和星云介质的光，银道面附近星际物质对星光的反射和散射，地球大气对流层对上述光源的散射光。每平方角秒夜天光亮度约相当于目视星等21.6等。夜天光限制了观测的极限星等，对天体光谱的测量产生干扰。


天体光度测量

天体光度测量（ astrophotometry ），指测量来自天体的有限波段范围内的辐射流，简称测光，常以星等表示。历史上，测光是为了给出天体的亮度，帮助在复杂的星图、星表中证认恒星。随着测光方法日益完善和研究的逐步深入，光度测量成为研究各类天体物理性质的重要方法。对难于观测光谱的暗弱天体，通过测光可以得到一些如同光谱研究所得的物理量。测光结果可以定出恒星的光谱型（见恒星光谱分类）和求出恒星（或星系）的距离。测光对研究宇宙结构、星际物质空间分布和恒星演化都十分有用。
测光依据的基本原理是：在相同条件下，等同的辐射流能使探测器产生同样的响应。根据这一原理，将待测星和已知星等的星作比较，从探测器对它们的响应便可推算出待测星的星等或星等变化。比较星是事先已经确定星等的定标星，或参照定标星精确测定了星等的标准星。有时，将待测星的光谱和实验室中的绝对黑体比较，测出以物理学的绝对单位表示的天体亮度。
探测器的响应同天体的光谱能量分布（受星际消光的影响）有关，也同仪器系统（包括望远镜、滤光片和辐射探测器）的分光响应以及同地球大气消光有关。其中地球大气消光的影响可以用专门的观测方法改正。仪器系统的分光响应则决定测量的辐射波段。即使测量同一波段，不同测量者的仪器不可能完全相同，得到的星等也不一样，有时彼此间的关系是非线性的。测光的波带用平均波长λ0和通带半宽Δλ表示。λ0是仪器系统相对分光响应曲线下面积的重心所对应的波长，Δλ是该曲线上响应度等于1／2的两点对应的波长差。依半宽的大小，天体测光可分为宽带（Δλ>300埃）、中带（300埃>Δλ>90埃）和窄带（Δλ＜90埃）测光。按所用探测器的类型又可分为目视测光、照相测光、光电测光等。按观测对象又分为面源测光和点源测光。

目录

1 目视测光
2 照相测光
3 光电测光
4 面源测光

目视测光
以人眼为探测器，测得结果为目视星等，其平均波长大致为5500埃。目视测光在天体测光史上起过重要作用，星等标度是在目视测光基础上建立的。以目视测光方法测量了大量恒星的星等，编制了著名的《波恩星表》(BD)等。但因目测精度低，标度不稳定，现今只在某些近距目视双星和一些变星的测光中采用。

照相测光
用天文底片作探测器。对点光源，考滤到底片响应的非线性，必须在同一底片上拍摄待测星和一系列（从亮到暗的）星等已知的比较星。然后，用光瞳光度计或全自动底片处理机测量这些星像。由测量仪器的读数和已知星的星等作校准曲线，从该曲线内插和归算出待测星的星等。若待测星周围没有光电比较星序列，对要求不高的测光工作，现在仍间或用照相方法自定比较星序列，例如可以拍一些用物理方法按已知比例减弱的恒星。用蓝敏底片进行照相测光，得到照相星等，平均波长约4300埃。用对其他波长敏感的底片，并加适当的滤光片，可得到与目视星等类似的仿视星等、红星等和红外星等。
照相测光有许多误差来源（如乳胶不均匀、场差、显影时的缺点等），所以精度不如光电测光。一般均方误差约0.05星等。此外，照相测光的动态范围比光电测光小。照相测光的优点是能同时拍摄大面积天区的许多恒星，适宜作巡天和统计工作。如果采用线性响应的核乳胶和电子照相机，那么，原则上只要知道一颗定标星的星等，就可得出其他一切星的星等。观测的极限星等又可大大提高。

光电测光
主要仪器是光电光度计。因光电倍增管的线性响应和采用高精度的电子测试仪器，光电测光是准确度和灵敏度最高的测光方法，一般精度达到0.01～0.005个星等之间，较差测量时，可达0.001个星等。光电测光时，选择适当的光阑，让星像位于光阑中，记取仪器读数，此数减去光阑对准夜天背景(见夜天光)时的读数，即为星光产生的仪器响应。这个响应同星光成正比，可由此响应按星等定义直接求观测系统的星等。通常将此星等归算为大气外的星等并转化为标准系统。光电测光所得到的星等称为光电星等。近年制成能同时测量几个波带或同时测量变星和比较星的多通道光电光度计，同电子计算机直接联系起来，能迅速得到结果。光电测光适宜于测定星等标准，测量恒星亮度的快速变化，进行多色测光。这是目前应用最广泛的测光方法。

面源测光
对具有延伸像面的天体，如星云、星系、日、月、行星进行测光，称为面源测光。面源测光有两种：①研究天体视面上亮度的分布，求其明度星等（每平方角秒的星等数）；②测量天体整个视面的累积星等。照相方法测量面源亮度分布时，为建立底片特性曲线，用实验室的管光度计拍摄校准记号；或者用特殊照相技术拍摄一些比较星的具有一定均匀密度面积的像，以避免因星像结构和大小不同而引入误差。有的照相密度计和光电光度计的光阑(或狭缝)可沿天体延伸面像扫描，得出天体视面等光度曲线。这种测量能研究天体表面细节的物理特征或河外星系结构。当光电测量累积星等时，光电光度计的光阑应包括整个天体视面，或用积分法求累积星等。累积星等代表天体的总辐射，也是对遥远星系距离的一种度量。


星等

星等（ Magnitude ），表示天体相对亮度并以对数标度测量的数值。古希腊天文学家依巴谷（喜帕恰斯）编制星表（表上有1 022颗恒星）时，把全天人眼可见的星按感觉的亮度分为6等。亮的20颗星定为1等，人眼刚刚可见的最暗恒星为6等。亮度随星等数目的增加而降低。后来J.F.赫歇耳发现，1等星比6等星亮约100倍。到19世纪已意识到，人眼的感光不是线性的，而是遵守对数规则。1856年N.R.普森用公式：m2－m1=−2.5lgI2/I1联系两个天体的星等m1、m2和它们的亮度I1、I2。这个星等尺度的定义一直沿用至今。星等尺度的零点由规定某颗星的星等值来确定。

目视星等
天体光度测量直接得到的星等同天体的距离有关，称为视星等。它反映天体的视亮度。一颗很亮的星可由于距离远而显得很暗（星等数值大）；而一颗实际上很暗的星可能由于距离近而显得很亮（星等数值小）。对于点光源，则代表天体在地球上的照度。星等常用m表示。对单一波长测定的单色星等差与辐射探测器的特性无关。但在一定波段内测定的星等差，随探测器的选择性而不同。因此，对应不同探测器有各种星等系统。如：①目视星等mv是人眼测定的星等。美国哈佛大学天文台规定小熊座λ星的mv=+6.55，以此来确定目视星等的零点。太阳的目视星等为−26.74，天狼星的目视星等为−1.6，天津四为1.25；满月的视星等为−12.7。目视星等为1等的星，地面的照度约等于8.3×10−9勒克斯。由现代实验测定，零等星在大气外的照度是2.54×10−6勒克斯。简单地说，光度为1烛光的点光源在相距1米处所产生的照度就是1勒克斯。为了便于认别，星等图上常根据星等的大小，将星画成不同大小，点子愈大表示愈亮，点子愈小则愈暗。②照相星等mp是用蓝敏照相底片测定的星等。国际照相星等Ipg的零点是这样规定的：令目视星等介于5.5～6.5间的A0型星的平均Ipg为mv。③仿视星等mpv、国际仿视星等Ipv是用正色底片加黄色滤光片测定的。它的分光特性与人眼相近，实际上取代了目视星等。④光电星等是用光电倍增管测定的星等。最常用的光电星等系统是UBV测光系统。U为紫外星等，B为蓝星等，V为黄星等（和目视星等相似）。⑤热星等mbol是表征天体在整个电磁波段内辐射总量的星等。不能直接由观测来确定，只能由多色测光的星等结合理论计算求得。随着各波段测光技术特别是大气外观测的发展，确定热星等的精度越来越高。

绝对星等
为了比较天体的发光强度，采用绝对星等。绝对星等M的定义是，把天体假想置于距离10秒差距处所得到的视星等。若已知天体的视差π（以角秒计）和经星际消光改正的视星等m，可按下列公式计算绝对星等：M=m+5+5lgπ对应不同系统的视星等有不同的绝对星等。


极限星等

极限星等（ limiting magnitude ），用附有辐射探测器的望远镜所能观测到最暗的恒星星等。它主要由下列三个因素决定。①望远镜系统在单位像面上能收集到的辐射流量，这和望远镜的口径D、焦距f以及大气吸收有关。②辐射探测器将这些辐射流转换成可测量的信号，其大小和探测器的量子效率q、信息容量、时间常数（或曝光时间）t等因素有关。③噪声，包括信号噪声、背景噪声和仪器噪声。信号噪声是由被测辐射的量子特性决定的；后两项噪声则与夜天背景（见夜天光）的表面亮度、天文宁静度、照相底片的化学灰雾、光电倍增管、光阴极的热发射以及读数仪表的噪声等有关。在一定精度要求下，只有当信噪比等于某一定值k时，该信号才能被检测出来。
当探测器未达饱和状态时，极限星等m0可用下式估算：
m0=常数+0.5M－2.5lgd－2.5lgk+1.25lg(D2qt)－1.25lg(1+R)
式中 M为单位面积夜天背景的 星等， d为恒星视影圆面直径， R为仪器背景和夜天背景的比值。一般说来，望远镜口径愈大，探测器量子效率愈高；观测时间愈长， 极限 星等也愈高，但最高 极限 星等受夜天背景和探测器本身性能的限制。目视观测的 极限 星等有经验公式： m=6.9+ 5lg D，其中 D以厘米为单位。照相望远镜的 极限 星等则与望远镜相对口径有关。夜天背景在底片上的照度和望远镜相对口径的平方成正比，当夜天背景的照相密度位于底片特性曲线的直线部分时，就不能继续延长曝光时间来提高 极限 星等。所以，口径相同时，相对口径大的照相望远镜 极限 星等反而低。现代地面观测能达到的最高 极限 星等约为25等。
极限星等愈高，说明观测的距离愈远，也就是望远镜的贯穿本领愈高。


多色测光

多色测光（ multi-colour photometry ），分别测量天体的几种不同波带内的辐射流，为研究天体的物理特性而创立的一种测光方法。与天体分光光度测量相比，它所测量的波带较宽，接受的光能较多，从而能观测到更暗的天体。用照相和光电法都可进行多色测光。适当选择辐射探测器和滤光片，可以组成具有各种平均波长λ0和波带半宽Δλ的多色测光系统。目前已有几十种多色测光系统，它们的λ0和Δλ都是根据研究目的和对象从天体物理学研究的角度来设计的。例如，选择巴耳末跳变附近的波带，研究星际消光规律；对早型星选用宽带（Δλ>300埃）测光。宽带多色测光获取的能量较多，但测量结果较难分析和解释，可用来研究恒星连续光谱能量分布的大致情况，最著名的有UBV测光系统。窄带（Δλ＜90埃）多色测光得到的信息较多，能测量极邻近（由Δλ限制）的二光谱区的强度比，常用于测量吸收线(如氢线)。因透射带窄，大气消光和星际红化同星的光谱型无关，容易改正。中带（90埃＜Δλ＜300埃）多色测光介于上述两种选择之间，常按照恒星光谱分类的判据选取同时有中带和窄带的测光系统。通过多色测光能得到恒星的色指数、色温度，甚至可求得绝对星等（见星等）和有效温度、恒星大气中金属元素含量和恒星表面重力加速度，还能为恒星光谱分类和星际消光研究提供重要资料。


UBV测光系统

UBV测光系统（ UBVphotometry system ），由许多标准星的整体组成的一种宽带测光系统，是H.L.约翰逊和摩根在1953年提出的。他们用光电方法精确测量了分布于全天的约400颗恒星。这些恒星的光谱型和光度极不相同，但基本上未受星际红化的影响。他们列出大气外的星等V、色指数U-B和B-V。U为紫外星等，B和照相星等相近，V类似目视星等。为了实现UBV系统，H.L.约翰逊等使用了镀铝的卡塞格林望远镜和 RCA1P21光电倍增管，对应U、B、V星等分别使用了不同型号的滤光片。其平均波长和波带半宽见下表：

星等
U
B
V

平均波长（埃）
3500
4300
5500

波带半宽（埃）
600
950
1400

<center>
对观测结果作大气消光改正时，H.L.约翰逊假设U-B的消光系数和恒星的颜色无关。星等和色指数的零点规定如下：令10颗北极星序恒星的V星等和早先用光电方法校准过的仿视星等相同，并且规定6颗A0V型标准星的平均色指数为零。

U星等包含氢的巴耳末跳变，它反映星际红化程度，B-V是恒星色温度的标志。UBV三色系统为研究星际消光、银河系结构和天体演化等提供极有用的资料，因而被普遍采用。照相测光中也引用UBV系统。利用UBV系统观测了大量银河星团、球状星团、星协和其他恒星。1978年发表的光电UBV星表已列出5万多颗恒星的相应数据和可靠程度的级别。UBV系统已成为国际通用的标准系统。


四色测光系统

四色测光系统（ four-colour photometry system ），斯特龙根在五十年代提出的一种中波带测光系统，又称uυby系统。他用RCA1P21光电倍增管配合滤光片观测。滤光片的特性：

ｕ位于巴耳末跳变波长之外， υ的极大几乎和 Н δ线重合， ｂ位于Нγ和Н β之间， ｙ的平均波长和 UBV 测光系统的 V一致。有时补充观测Н β线的强度 β。在假设消光系数和恒星的光谱型、光度级以及 星际红化无关的前提下，对观测结果作消光改正，给出色指数 ｂ-ｙ和两个 色指数之差：

c1=(u－υ)－(υ－b)
m1=(υ－b)－(b－y)

现在，就观测的星数来说，四色系统仅次于UBV系统。四色测光能得到关于恒星的基本物理信息。就这一点来说，四色系统优于UBV系统。分析四色测光的结果，可以较准确地估计星际红化，可以进行恒星的二维或三维分类；对B型星有可能得到绝对星等和温度；对某些A～F型星（见恒星光谱分类）还可得到表面重力。


光电光度计

光电光度计（ photoelectric photometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量天体辐射流的仪器。它的用途是确定天体的视星等和色指数。如图所示光电头中，光阑转盘位于望远镜焦点处，被测天体光线通过按需要选择的光阑孔和滤光片，并通过场镜，照射在光电倍增管的光阴极上，再由前置放大器将光电流放大，经屏蔽电缆输往记录装置。为配合多色测光，需要有若干块颜色不同的滤光片，以供调换。为防止地磁场和外界电场干扰，光电倍增管用接地的铁磁材料壳体屏蔽，并装在隔热室中。室内可加入致冷材料，如干冰、液氮、液氦，或用半导体致冷器进行降温，并保持温度恒定，以减小光电倍增管的暗流，并使测光系统性能稳定。输出信号一般用直流放大器或积分电路测量，或用光子计数电路直接记录入射光子数。采用数字化输出，有利于计算机处理和提高暗弱信号测量的信噪比。为消除大气变化影响和提高效率，可采用多通道光电光度计，同时测量夜天背景(见夜天光)和几个天体，或同时测量几种颜色。近年来脉冲星的发现，引起了人们注意，对于这种光度快速变化天体，专门设计了快速多通道光电光度计，可以分辨毫秒级的光变细节。


滤光片

滤光片（ filter ），用来选取所需辐射波段的光学器件。分为两类：
①颜色滤光片，这是各种颜色的平板玻璃或明胶片，其透射带宽数百埃，多用在宽带测光或装在恒星摄谱仪中，以隔离重迭光谱级次。其主要特点是尺寸可做得相当大。
②薄膜滤光片，又分为薄膜吸收滤光片和薄膜干涉滤光片两种。
前者是在特定材料片基上，用化学浸蚀或真空蒸镀方法形成单层薄膜，使本征吸收线正好位于需要的波长处。一般透过的波长较长，多用做红外滤光片。后者是在一定片基上，用真空镀膜法交替形成具有一定厚度的高折射率或低折射率的金属-介质-金属膜，或全介质膜，构成一种低级次的、多级串联实心法布里-珀罗干涉仪。膜层的材料、厚度和串联方式的选择，由所需要的中心波长λ0和透射带宽Δλ确定。目前能够制造λ0从紫外到红外任意波长、Δλ为1～500埃的各种干涉滤光片。金属－介质膜滤光片的峰值透射率不如全介质膜高，但后者的次峰和旁带问题较严重。薄膜干涉滤光片中还有一种圆形或长条形可变干涉滤光片，其λ0随不同位置而连续变化。这种单色滤光片的特点是小而轻，适宜于空间天文测量。此外，还有一种双色滤光片，它与入射光束成45°角放置，能以高而均匀的反射和透射率将光束分解为方向互相垂直的两种不同颜色的光，适合于多通道多色测光。干涉滤光片一般要求垂直入射，当入射角增大时，λ0向短波方向移动。这个特点在一定范围内可用来调准中心波长。由于λ0、Δλ和峰值透过率均随温度和时间而显著变化，使用窄带滤光片时必须十分小心。由于大尺寸的均匀膜层难于获得，干涉滤光片的直径一般都小于50毫米。有人曾用拼合方法获得大到38厘米见方的干涉滤光片，装在英国口径1.2米施密特望远镜上，用于拍摄大面积星云的单色像。


偏振光度计

偏振光度计（ polarization photometer ），测定天体辐射偏振的仪器。1946年昌德拉塞卡从理论上推断，电子散射使早型星的圆面边缘的辐射呈现部分偏振，以后，通过观测发现了星光偏振和星际磁场。天体辐射的偏振大多是很小的，而望远镜光学系统和探测器又都会产生仪器偏振。因此，对偏振计设计的一个基本要求，就是尽量消除仪器偏振的影响。一般是通过观测邻近零偏振的恒星来校准。此外，使镜筒绕光轴转动，也能彻底消除仪器偏振。偏振光度计按接收电路可分成直流和交流两类；按光学设计又可分为单臂和双臂两类。单臂偏振计是在望远镜焦面光阑后面安置一偏光棱镜。星光通过它，落到光电倍增管上，光电流经放大后或被记录或被显示。如要进行椭圆偏振光或圆偏振光的分析，在光路中还应加上1/4波片。双臂偏振计采用的是双折射偏光棱镜，将星光分解成互相垂直的线偏振，分别用两个光电倍增管接收，记录两束光的光流量之比，或它们的和与差，目的是抵消大气闪烁影响。实践表明，对于亮星，双臂偏振计的观测精度比单臂偏振计高一个数量级。


光瞳光度计

光瞳光度计（ iris photometer ），一种测量底片上天体光度的仪器，用来确定恒星的星等。现代快速天文底片颗粒较粗，使星像、边界模糊，从而造成星像直径与星等的关系不明确，不能用来精确测定星等。为了可靠地确定恒星星等，设计了光瞳光度计，附图示出其中一种结构：

均匀照亮的可变光阑（ 光 瞳）成像在底片上，移动底片，使 光 瞳像对准待测星像，透过的光束射往 光电倍增管。从照明光源分出一束 光作为基准，利用开有圆弧槽的旋转调制盘，使基准光和测量光轮流进入光电倍增管。改变光阑孔径，直到输出光电流中的交变成分消失，两束 光便达到平衡，记下光阑孔径的读数，利用已精确测定星等的标准星所制定的定标曲线，便可将读数转换成星等。


测微密度计

测微密度计（ microdensitometer ），测量微小面积内光学密度（或透射率）的仪器，又称测微光度计。在照相光度测量和照相分光光度测量中，用来测量底片照相密度。测微密度计按结构原理可分为两类：①单光束测微密度计（见图）。稳定的光源给出一束照射光，由显微物镜缩小，均匀地照射在待测底片上，底片上的像由另一显微物镜放大，投影在宽度和高度可调的狭缝（或光阑）平面上，狭缝限制着底片上被测量的区域，透过狭缝的光流被光电管接收。当照射光束通过底片上感光部分和未感光部分时，分别记录光电流读数i和i0，感光部分的密度等于lg(i/i0)。②双光束测微密度计。一个光源发出两束光：一束通过底片上待测区；另一束通过光学补偿器(如光劈)，密度随补偿器上的位置成正比地变化。这两束光到达同一光电探测器。测量时，移动光学补偿器，使第二束光强等于通过底片被测区的第一束光强，此时补偿器的位置便表示出底片的密度。这种装置不要求光源稳定，测量精度较高。

单光束测微密度计原理图

测微密度计一般都有两个同步移动的机构：一个带动被测底片，另一个带动记录纸。这样可自动扫描光谱底片。较新的全自动底片处理机，附有电子计算机数据处理系统，能自动、迅速、准确地测量各类天体的星等、光谱的密度（或透射率）、位置、形状、大小，并归算出视差、自行、视向速度、等值宽度等。


闪视比较仪

闪视比较仪（ blink comparator ），用来搜索光度有变化(如新变星)或位置有变动（如小行星、大自行恒星）的天体的仪器。将在不同日期、在相同条件下拍摄的两张同一天区的底片平排分放在仪器底片架上，用适当的光学装置和机械装置使两底片的星像在目镜视场中重合。仪器可采用三种工作方法：①闪视法。使两底片上的星像在目镜视场中交替出现。这时，变星由于星像大小不同就会显现出脉动。运动的天体则显现位置闪动。②比色法。通过不同颜色滤光片同时观看两张底片的星像，变星看起来呈彩色边缘，而运动天体看起来便是不同颜色的分立像点。③立体法。用立体镜同时观看两张底片，变星或运动天体就会产生与正常星不同的立体感。自1956年起，有人将电视应用于闪视比较仪。两束扫描光分别透过两张底片后，进入两个光电倍增管，由光电倍增管输出的信号在混频器上相减，其差值经放大后在电视屏上显示。正常星的两路信号相抵消，变星显示或亮或暗的环或斑点。这里还可接上自动记录仪，记录天体的光度或位置的变化。

北京天文台的闪视比较仪


天体分光测量

天体分光光度测量（ astronomical spectrophotometry ），指对天体某波长处的单色辐射流或单色亮度的测量，借以研究不同波长的天体辐射特性。单色辐射指半宽与波长之比接近于零的极窄波带内的辐射。这种测量也属光度测量范畴。因波带极窄，得到的信息最多。在对仪器的要求、测量和分析的方法等方面都与一般光度测量有所不同。分光光度测量是研究天体物理性质的重要方法之一。从事这种测量，要求有一定光谱分辨率的仪器，如各类恒星摄谱仪、太阳摄谱仪、光电分光光度计和傅里叶变换分光仪等。
在相同条件下比较两个天体单色辐射的测量，称为较差分光光度测量。测量结果以物理学的绝对单位表示的，称为绝对分光光度测量；以某一相对单位表示的，称为相对分光光度测量。按测量的波长范围又可分为连续光谱测量和谱线测量。

连续光谱测量
目的是求天体光谱能量分布曲线或色温度。连续光谱的测量范围宽达几千埃。这种测量对分光仪色散度和分辨本领的要求可以低些。观测结果除决定于天体的单色辐射外，还和星际消光、地球大气透射率、望远镜和分光仪的反射率或透射率以及探测器的分光响应有关。这些都是波长的函数。严格说来，必须求得这些函数关系才能确定天体的光谱能量分布。
通常在天顶距相同、仪器条件不变的情况下，观测待测星和光谱能量分布已知的标准星，求出它们的单色星等差，便可排除大气消光和仪器分光响应的影响。或者在天顶距稍有差别时作大气消光改正。由标准星的光谱能量分布定出待测星的光谱能量分布，其单位与标准星相同。对于距离大于100秒差距的天体，要考虑星际消光的改正。待测天体也可以和实验室里光谱能量分布已知的标准光源(例如绝对黑体、标准灯或同步辐射器)进行比较。在这种情况下，必须严格改正大气消光和仪器系统误差的影响。
经过天文学家精确测定了的织女星的绝对光谱能量分布曾被用作一级标准。此外，在不同赤经区里，还有一些仔细测定过能量分布的次级标准星。
连续光谱测量根据观测方法又分为：①照相分光光度测量。这种测量需要考虑底片的非线性和选择性，要拍摄校准光谱，必须依底片的特性和要求的测量精度分波段作特性曲线。测量光谱密度时，注意避开吸收线。现代已有全自动显微密度数据处理系统，能直接给出天体的分光光度图。②光电分光光度测量。可用光电倍增管沿天体光谱扫描，或者用一维或二维光电探测器同时记录各波段单色辐射。由于光电探测器及其附属装置具有线性响应，测量精度较高，近年来，二维光电探测器发展很快，已逐渐代替照相底片。
实测的连续光谱能量分布，因受到光谱中吸收线的影响而略微偏低。在光电测量中，由于等间距取样测量在吸收线附近，连续谱明显降低。将实测和理论计算的连续光谱能量分布进行比较，可以求出天体的有效温度和表面重力。

谱线测量
测量谱线范围内单色辐射与连续光谱强度的比例，求出谱线轮廓或等值宽度。测量谱线轮廓要求有高色散、高分辨本领的分光仪。分辨本领较低的分光仪只能测等值宽度。测量时应注意连续光谱的影响。对测量结果首先要作散射光改正，再作仪器轮廓改正，才能得到较正确的观测谱线轮廓。
比较观测轮廓和理论计算的轮廓，可以分析恒星大气中的物理参数，如有效温度、重力加速度和湍动等。


天体分光光度测量


谱线轮廓

谱线轮廓（ line profile ），谱线轮廓通常用来描述光谱线的能量随波长的相对分布。设Iv和Fv表示谱线内频率v处的辐射强度和辐射流（见辐射转移理论），I捒、F捒表示同一频率处连续光谱的对应量。rv=Fv/F捒或rv=Iv/I捒称为剩余强度。以Rv表示谱线内频率v处的深度，它与剩余强度rv之间的关系为Rv=1－rv。以rv为纵坐标，v为横坐标作图，所得的剩余强度rv随频率变化的曲线就是谱线轮廓（如图）。吸收线的谱线轮廓与连续光谱背景所包围的面积，即图中阴影部分是谱线内吸收的全部能量的一种量度，故称总吸收。它表示恒星光谱里吸收线的强弱，面积越大，吸收线就越强。也可以用一个面积相等的、高度为1的矩形表示总吸收。这时矩形的宽度在数值上等于总吸收，故总吸收又有等值宽度（用Wv表示）之称。若图中的横坐标改用波长λ，则对应的剩余强度和等值宽度用rλ和Wλ表示。用有缝摄谱仪所得的谱线轮廓常为狭缝宽度和衍射现象所歪曲。假定谱线是无限窄的，观测到的却总是有一定宽度的谱线轮廓，这种轮廓称为仪器轮廓。实际观测到的谱线轮廓是仪器轮廓和真谱线轮廓的迭加。为了得到真谱线轮廓，必须在观测到的谱线轮廓中扣去仪器轮廓的影响。影响谱线轮廓的因素有辐射阻尼、多普勒效应、压力效应、恒星自转、恒星大气的膨胀和湍动等。


等值宽度

等值宽度（ equivalentwidth ），谱线轮廓表示恒星光谱里吸收线的强弱，面积越大，吸收线就越强。也可以用一个面积相等的、高度为1的矩形表示总吸收。这时矩形的宽度在数值上等于总吸收，故总吸收又有等值宽度之称。


色温度

色温度（汉语拼音：Se Wendu；英语：Color Temperature），如果某一温度的绝对黑体与实际物体在某两个波长的光谱辐出度之比相等，则黑体的温度称为该物体的色温度。又称比色温度。由于实际物体的光谱发射率可能随波长的增加而减小，也可能随波长的增加而增加，或近似地与波长无关(光谱发射率与波长无关且小于1的物体称为灰体，绝对灰体并不存在），因此，物体的色温度可以大于，小于或近似等于它的真实温度。测量物体色温度的仪器是比色高温计。对于绝对黑体，由于其光谱发射率和总发射率都等于1，故黑体的亮温度、色温度以及辐射温度同它的真实温度是完全一致的。见热辐射，黑体辐射。


天体光谱分析

天体光谱分析（汉语拼音：Tianti Guangpu Fenxi；英语：Astronomical Spectral Analysis），将光谱学的原理和方法用于天体光谱，以确定天体的物理性质和化学组成的分析法。天体光谱分析包括定性分析和定量分析两种。定性分析的主要任务是谱线证认，也就是说，确认天体光谱中的谱线是哪些化学元素产生的。定性分析的关键是准确地测定谱线的波长。为此，在获得天体光谱的同时获得实验室光源的比较光谱（常用铁弧光谱、钍氩光谱等）。将比较光谱中已知波长的谱线的位置同天体光谱中谱线的位置进行比较，便可确定天体光谱中谱线的波长，从而证认出天体谱线的化学元素。定量分析包括对天体的连续光谱的测量和对谱线的测量。前者指测量天体连续光谱在各个波长处的强度，获得连续光谱的能量分布。后者指测量谱线内各波长处的强度，得到谱线的等值宽度或谱线轮廓。当然，定量分析也包含测量谱线的波长，进行谱线的证认。连续光谱的能量分布、谱线的波长、等值宽度、谱线轮廓等依赖于天体的物理性质和运动状况。通过对这些量的测量可以推断出天体的性质，如温度、密度、压力、运动状况等。


天体视向速度测量

天体视向速度测量（汉语拼音：Tiantishixiang Sudu Celiang；英语：Determination of Astronomical Radial Velocity），天体相对于日心处的观测者的空间速度沿着视线方向的分量称为视向速度。按照多普勒原理，运动的光源发出的某一谱线的波长λ不同于光源静止时发出的同一谱线的波长λ0，其差值Δλ＝λ－λ0取决于光源相对于观测者的视向速度v。两者的关系为：v＝cΔλ／λ0，式中c为光速。如果λ＞λ0，运动光源发出的光向红端移动，视向速度为正，光源远离观测者；反之，如果λ＜λ0，运动光源发出的光向紫端移动，视向速度为负，光源接近观测者。只要拍得天体的光谱，测出谱线的波长，就可标出天体的视向速度。由于观测者实际上是在地面上进行观测，而非日心，因此，实际测量得到的视向速度值还需做一些改正，消除地球绕日公转、地球绕地月系中心的旋转和地球自转的影响。


恒星摄谱仪

恒星摄谱仪（ stellar spectrograph ），将来自恒星的光线展开成光谱，并将光谱拍摄在天文底片上的光学仪器。它可用来研究天体的化学组成、物理性质和运动规律，是天体物理学的重要研究工具之一。图1为一种平面光栅摄谱仪的光学系统：狭缝置于望远镜焦面上。穿过狭缝的光，经准直镜变成平行光射到光栅上。不同波长的光被光栅衍射到不同方向，经照相镜会聚成光谱，再由焦面处的照相底片拍摄下来。选择狭缝宽度应使它在光谱面上的像宽相当于底片分辨率（约0.02毫米）。狭缝后面安置滤光片，用来隔离级次重迭的光谱。准直镜和照相镜大多采用反射或折、反射系统。在小型摄谱仪中，也有采用棱镜作为色散元件的。在观测角直径很小的天体（如恒星）时，光谱成沿色散方向的一条线，难于分辨和测量，须借助适当机构，使星像沿狭缝长度方向来回移动，从而将光谱展成带状。天体光线通常照亮狭缝中部，狭缝两端被比较光源照亮。在天体光谱两侧拍摄出比较光谱，借以精确测定天体谱线的波长。图2是牧夫座ξ的光谱照片。此外，为了测定光谱上各点的相对强度，常用发射连续光谱的光源，通过阶梯减光片和相应色散系统，在底片上拍摄出一系列强度定标光谱。

图2　牧夫座ξ的光谱（上下是铁的比较光谱）

恒星摄谱仪观测的对象都比较暗弱，所以需要大口径望远镜收集足够的光，并采取各种措施提高摄谱仪的聚光能力，例如尽可能减少光学元件数目，采用多层膜技术，以提高光学透射和反射率，设计强光力照相机，使用底片敏化技术等。此外，应采用大面积闪耀(定向)光栅。目前已能刻划出面积达400×600毫米2的大光栅。在色散度较高的光谱观测中，狭缝宽度比星像直径小得多，使用像切分器可将星像切成若干窄条送入摄谱仪，从而提高仪器的集光能力。
摄谱仪的色散度，视天体亮度和研究目的而定。亮星可用高色散（可达1埃/毫米）作详细研究。暗星或星系一般只能用低色散（如200埃/毫米）。高色散摄谱仪大而重，通常固定在折轴焦点位置，光学元件一般置于折轴焦点摄谱仪室内的水泥基墩上。中等或低色散摄谱仪小而轻，置于卡塞格林焦点或主焦点位置，随望远镜的运转不断改变其空间位置。它们的结构应异常牢固，将自身的重力变形减小到最低程度。二十世纪六十年代以来，有的卡塞格林焦点摄谱仪采用中阶梯光栅作为色散元件，获得相当于折轴焦点摄谱仪的线色散。为避免长时间曝光过程中环境温度变化的影响，摄谱仪应采取隔热保温措施（见折轴望远镜、卡塞格林望远镜、主焦点系统）。
现代摄谱仪还采用单级或多级像增强器或其他光电成像器件作为光谱探测器，这就成为像管摄谱仪。它能以比照片高得多的速度或色散度（每毫米几埃甚至零点几埃）记录暗弱天体光谱。除有缝摄谱仪外，还经常采用无缝摄谱仪、物端棱镜和非物端光栅来拍摄低色散恒星光谱。


像切分器

像切分器（ image slicer ），恒星摄谱仪的一种附属装置。在高色散摄谱工作中，由于入射狭缝的宽度比星像直径窄得多，大部分光线被挡在狭缝之外而得不到利用（见图a）。通过像切分器将星像切成若干与狭缝等宽的窄条，然后将这些窄条全部送入摄谱仪，从而提高了仪器的聚光能力。1938年，美国鲍恩首先设计一种迭片式像切分器。以后又出现若干种形式的像切分器。图b是其中一种：厚度为星像直径的1/√2的薄玻片，上端为45°斜面，星光从这里垂直入射。薄玻片同一块45°棱镜的斜面在光学上结成一体，斜面上有一条略为倾斜的窄刻槽。星光在窄刻槽区和玻片的空气界面上被全反射。当星光开始同交界线接触时，星像依次被切成窄条穿过棱镜进入摄谱仪。这种形式和鲍恩结构的特点是，各窄条没有一个共同焦面。它们只适用于望远镜相对口径小于1/30的摄谱仪。理查森设计的一种像切分器，克服了这一缺点。这种像切分器所产生的各窄条在光谱面上首尾相接，摄谱时无需展宽就能提高仪器的聚光能力。这对应用光电倍增管的光谱工作较为有效。


衍射光栅

衍射光栅（汉语拼音：Yanshe Guangshan；英语：Diffraction Grating），能等宽等间隔地分割入射波前的、具有空间周期性结构的光学元件。常作为色散元件来分离不同波长的谱线。光栅分透射光栅和反射光栅两类。透射光栅按透射率函数的不同可分为普通的矩形透射率光栅和正弦光栅两种。闪耀光栅是反射光栅的一种，有较高的能量利用率，凹面反射光栅能自动聚焦成像。根据制作方法的不同，可分划线光栅、复制光栅和全息光栅3种。
　　所有光栅的基本原理均相同。以平面透射光栅为例，在平板玻璃上用金刚石刻刀刻划等宽等间距的平行刻线，未刻部分能透光，刻划部分因漫反射而不透光，这等效于大量等宽等间距的平行狭缝。设缝宽为a，不透光部分宽度为b，则相邻两缝的间距d＝a＋b称光栅常数。是光栅的重要参量。光栅的实验装置如图1 ，单色缝光源与光栅的狭缝平行，放置在透镜L1的物方焦面内，从L1射出的平行光垂直入射到光栅上，光栅的每条狭缝都将产生单缝衍射，衍射角为θ的所有衍射光被透镜L2会聚于幕上的P处  ，相干叠加的结果决定了P处的总光强 。幕上干涉主极大的位置由下述光栅方程给定：
　　dsinθ＝kλ   (k＝0±1，±2，……)整数k称干涉级，λ为波长。不同波长的主极大位置不同，故光源为复色光时，不同波长成分的主极大彼此分离而成光谱，称光栅光谱。各级主极大的强度要受到单缝衍射的限制，级次愈高强度愈弱，但不同谱线分得愈开，如图2所示。图中虚线表示单缝衍射的分布曲线。注意到所有波长的零级干涉主极大均重合在一起，并落在单缝衍射的中央极大处，无色散的零级主极大占了大部分能量，能量利用率较低。反射式闪耀光栅可把衍射中央极大闪耀到某一级光谱处，大大提高了能量利用率。
　　波长差相差一个单位的两谱线分开的角间距称为光栅的角色散率，用来描述光栅分开谱线的能力，它由下式给出：
　　描述光栅分辨谱线能力的物理量称色分辨本领，其定义为R＝λ／Δλmin ，Δλmin是刚能分辨的最小波长差，由瑞利判据(见夫琅和费衍射)确定。光栅的色分辨本领为R＝kN,N为光栅的总缝数。


中阶梯光栅

中阶梯光栅（ echelle grating ），又称反射式阶梯光栅（reflection stepped grating）。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点，代表了先进光谱技术的发展趋势。中阶梯光栅其性质介于小阶梯光栅和阶梯光栅之间。它与闪耀光栅不同，不以增加光栅刻线，而以增大闪耀角（高光谱级次和加大光栅刻划面积）来获得高分辨本领和高色散率。
Harrison于1949年提出了一种刻线密度比较小，利用其较少的线密度和较大的闪耀角工作在较高的闪耀级次，具有较高的分辨率和色散率。此光栅的特性介于Michelson的阶梯干涉（echelon）和Wood的闪耀小阶梯光栅（echelette）之间，被称作echelle，即中阶梯光栅。利用中阶梯光栅制作的光谱仪器具有体积小、高色散、高分辨率等特点，代表了先进光谱技术的发展趋势。


物端棱镜

物端棱镜（ objective prism ），附在天体照相仪物镜前的棱镜。一般是小顶角的三棱镜，与望远镜共同组成一种常用的天文摄谱仪器（图1）。星光先由棱镜色散，再由望远镜聚焦成光谱。其优点是光量损失少，能同时将视场中出现的亮星光谱都拍摄下来，适于研究大量恒星的低色散光谱；缺点是不能拍摄比较光谱。图2是北京天文台拍摄的物端棱镜光谱照片。物端棱镜广泛用于恒星光谱分类，也用于对特定类型天体（如Hα发射线星、行星状星云、类星体、高光度星等）的普查。物端棱镜最初是夫琅和费设计的。法国天文学家费伦巴赫为测量恒星视向速度设计了一种直视物端棱镜，它由两块冕玻璃棱镜和一块火石玻璃棱镜组成。这种物端棱镜对特定波长不产生偏折，但有足够的剩余色散，能克服一般棱镜的畸变，用它测量恒星的视向速度，精度达3公里/秒。物端棱镜光谱色散度通常在100～1000埃/毫米之间；有时为了观测暗星可达10000埃/毫米。多数物端棱镜与施密特望远镜组合，可获得大视场的高质量光谱。

图2　物端棱镜光谱照片

毕星团恒星的物端棱镜光谱美国密执安大学


非物端光栅

非物端光栅（ non-objective grating ），物端光栅是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅，作用同物端棱镜相似，装在小口径望远镜物镜前端。非物端光栅是指大望远镜中被置于离焦面不远的会聚光束中的定向光栅，这种光栅产生正彗差，而棱镜则产生负彗差，所以将光栅刻制在棱镜面上，以便适当地互相抵消；同时把彗差为零的位置移到所需波段的中点，以便尽量减小彗差的影响。非物端光栅尺寸小，重量轻，使用直接照相的底片盒，操作简单，而且具有定标用的零级光谱，目前被广泛应用于大口径反射望远镜。


物端光栅

物端光栅，是置于望远镜入射光瞳处的一种透射光栅，作用同物端棱镜相似，装在小口径望远镜物镜前端。
物端光栅分为两种：一种是间距较大的粗光栅，多用于天体相中的双星定位工作；另一种刻线较密，作用与物端棱镜类似，用来拍摄天体的低色散光谱。


无缝摄谱仪

无缝摄谱仪（ slitless spectrograph ），恒星摄谱仪的一种。为了发挥大望远镜的能力，使能同时拍摄若干恒星的光谱，又因为100厘米以上的大口径物端棱镜很难制造，二十世纪四十年代设计出无缝摄谱仪。它和有缝摄谱仪的差别在于，望远镜会聚的星光不受狭缝限制，而直接经准直镜变为平行光，再被棱镜(或光栅)色散。通常用一块负透镜放在望远镜物镜的主焦点前作准直镜，用另一块焦距和材料都跟负透镜相同的正透镜作照相机物镜。这样，两块透镜的球差和色差的大部分可互相补偿，只要光束以最小偏向角通过棱镜，像散也几乎可以消除。图中所示，是一种较好的无缝摄谱仪的光路图。准直镜c是抛物面镜，它的焦点和望远镜物镜（也是抛物面镜）在棱镜侧面重合。这里有一小块镀铝反射面a，它把星光反射到 c，a也起着视场光阑的作用。被色散后的光束由施密特照相机在 b处形成光谱。准直镜可以设计成同物镜的彗差完全抵消，施密特照相机也几乎没有像差，因而得到的光谱像质较好。无缝摄谱仪的视场接近望远镜的工作视场，但光谱分辨率受到天文宁静度的限制。它适用于大量暗弱恒星、行星状星云和彗星的光谱研究工作。


星云摄谱仪

星云摄谱仪（ nebular spectrograph ），一种光力强的天体摄谱仪，用于研究亮度和夜天光相近的星云的分光特性，也可用来研究彗星、黄道光等。它由矩形光阑、棱镜和强光力施密特照相机组成，相当于不用望远镜又没有准直系统的有缝摄谱仪。因为有视面天体在成像焦面上的照度只和望远镜的相对口径的平方成正比，故可直接用棱镜和强光力的、也就是相对口径大的施密特照相机拍摄光谱。考虑到夜天光也会照在棱镜上，并得到同样程度的加强，在棱镜前几十米的地方设一矩形光阑（宽几厘米到几十厘米），使棱镜在光阑处的张角小于星云的张角。这样，棱镜能被星云的光照满，但星云周围的夜天光被光阑挡住，从而提高光谱的反衬。光阑愈远拍摄的天区愈小。1938年，美国麦克唐纳天文台建造了一架星云摄谱仪，利用自然地形安装反光镜，使光阑到棱镜的距离延长至46米，观测的天区为6′×6′。此后，相继出现了一些类似的星云摄谱仪。因为这类仪器比较笨重，目前多改用干涉滤光器拍摄星云的单色像来研究星云的分光特性。


傅里叶变换分光仪

傅里叶变换分光仪（ Fourier transfom spectrometer ），用扫描迈克耳孙干涉仪对光谱进行分光测量的仪器。在原理图中，干涉仪臂上的可调平面镜M2可沿光轴方向作扫描运动，x/2 为 M 2的位移值。这时，探测器接收到的是一种调制信号 F( x)，它同入射光的光谱强度分布 B(σ)之间的关系是：

式中σ为波数，等于波长λ的倒数 ，F(0)为M 1和M 2之间光程差等于零时的出射光强度。[2 F( x)- F(0)]称为干涉图，等于 。这在数学上称为 B(σ)的 傅里叶变换，这种 分光仪名称就是由此而来的。

迈克耳孙早在十九世纪末就提出这种分光仪的工作原理，但直到二十世纪六十年代，随着计算机技术的发展，能快速地进行傅里叶变换数学运算以后，傅里叶分光仪才得以实现。在观测过程中，探测器在平面镜M2的有限个扫描位置上取样，测得的信号输给电子计算机，并依次存储。M2完成一个扫描周期的运动后，计算机对干涉图[2F(x)-F(0)]进行傅里叶逆变换的数学运算，输出信号便正比于光谱的强度分布B(σ)。
傅里叶分光仪在红外波段观测中得到广泛应用。在天文学中，对大行星的红外观测获得许多重要的成果。与用红外检测器沿波长扫描的色散（棱镜、光栅）分光仪相比，信噪比可提高(N/8)1/2倍。此处N是傅里叶变换分光仪同时测量的光谱单元数。例如，在某些应用中，N可高达106，测量精度和灵敏度可以提高350倍。与色散分光仪相比，傅里叶分光仪还有其他优点：能用相当大的口径接收入射光，不象狭缝那样严重限制视场，因而聚光能力得到很大提高。此外，它的分辨本领和测量精度较高，尺寸小，重量轻，结构紧凑，可以直接装在望远镜上。
傅里叶变换分光仪还用于可见光谱区，测量太阳光谱的谱线轮廓。应用于可见光波段的，是一种精度极高的光学仪器。这种仪器要求采用多种措施保证平面镜M2在长扫描距离（1～2米）内运动的平稳性，和取样间距的高精度（几埃），并需配备大容量、高速度电子计算机，才能完成傅里叶变换的数学运算。


光电分光光度计

光电分光光度计（ photoelectric spectrophotometer ），用光电倍增管作辐射探测器测量和记录天体辐射分光强度的仪器。在摄谱仪照相机焦平面处，安置宽度可调的出射狭缝。光线通过狭缝，由光电倍增管接收。出射狭缝和光电倍增管（连同前置放大器、屏蔽壳、致冷装置）构成的光电头，同光谱之间可作相对的扫描运动。测量信号输给自记电子电位差计，由转动的纸卷记下依波长展开的天体辐射强度。为消除测量过程中大气变化的影响，通常附加一个（如记录零级光谱的）比较通道。近年来，普遍采用步进电机来转动光栅或其他光学元件，使用快速扫描和光子计数同步平均系统，并用计算机进行操作和处理数据。单通道分光光度计，不能对两个以上的波长单元同时进行测量，因此，对宽波段光谱的观测，需要较长的扫描时间，而在有限测量时间内所能达到的极限星等，就远不如使用照相记录的恒星摄谱仪。但单通道分光光度计测量范围大、精度高，适于描记窄波段的谱线轮廓及其精细结构。对于暗弱天体的宽波段分光测量可使用多通道分光光度计。近十年发展起来的硅二极管阵列是目前理想的多通道探测器。


阿贝比长仪

阿贝比长仪（ Abbe comparator ），一种精密测量直线距离的仪器，简称比长仪。在天文工作中，用于测量底片上谱线间的距离。比长仪的量程200毫米，测量精度可达±1.5微米。仪器分三部分：①精密导轨。②置片台，是一块可沿导轨移动的钢板，它的一侧装着一条透明毫米尺，另一侧放待测底片。③两架固定联结的显微镜：一架用来对准光谱线（或物体），称为对准显微镜；另一架用来对准毫米尺上的刻线和读数，称为读数显微镜。移动置片台，当对准显微镜从对准一条谱线到另一条谱线时，读数显微镜对准的毫米尺上的二次读数之差，即为谱线间的距离。根据阿贝提出的原理，只要待测对象和毫米尺精确地位于同一高度，置片台的滑动误差就不会影响测量精度。为了消除对准误差，可将底片转180°再测量一遍。熟练的测量者用这种仪器测量不对称的谱线，精度往往比自动测量仪器还高。用比长仪测量底片上待测谱线和比较谱线的位置，根据经验公式就可以计算出待测谱线的波长。


天球仪

天球仪（汉语拼音：Tianqiuyi；英语：Celestial Globe），天球的模型。由天球和金属座架两部分组成。在一个圆球面上绘有星座、星名及赤道、黄道、赤经圈和赤纬圈等几种天球坐标系的刻度就制成天球。天球可以绕一根贯穿圆球心的轴旋转，这个轴称为天轴，轴的两端与天球的两个交点称为南极和北极。带轴的天球被支撑在一个通过南北两极的金属子午圈上。整个子午金属圆圈被安放在一个带有水平金属圈的座架上，这个水平圈代表地平圈（见图）。根据不同的地理纬度，可以调节天极在子午圈上的高度。利用天球仪可以观察到任意指定的时刻和地理纬度处的星空图像，太阳和其他天体的方位角、地平高度、出没时刻和运行路径等。由于观测者是在天球外看天象，因此从天球仪上看到的天象与从天空中看到的天象是相反的，但这并不影响天球仪的实用价值，它普遍应用于航海、天文教学和天文普及工作。中国古代演示天象的仪器浑象与天球仪在基本结构上是完全一致的。


三球仪

三球仪（拼音：sān qiú yí），天文教学和天文普及中常用的仪器之一。又称月地运行仪。它由一个代表太阳的发光的灯泡和两个分别代表地球和月球的小球组合而成的。这3个球之间用机械联动装置相连结。地球沿着黄道绕太阳转动，月球位在白道面上绕地球转动。在公转的同时两个球还在自转，由于黄道面和白道面之间有一交角，所有代表月球和地球的两个小球都可以被太阳照亮。利用三球仪可以演示日、地、月三者之间的关系，也可以演示日食、月食的成因和过程，月球的盈亏，昼夜和四季的交替等天文现象。


天象仪

天象仪（汉语拼音：Tianxiangyi；英语：Planetariam Projector），一种用于演示多种天文现象的天文普及教育仪器。又称假天仪。1923年，德国蔡斯光学仪器厂制造出第一台天象仪，被广泛推广使用。天象仪的基本原理是采用恒星放映器把星空投影到半球型的人造天穹上形成“人造星空”，再通过配有精密齿轮转动系统的日月行星放映器把日、月、行星投影到人造星空中去，使日、月、行星在人造星空中作模拟运动，再现天体东升西落、夜空星移斗转等天文景观。如果再配有一系列附属仪器，还可以表现各种各样的天象，甚至可以呈现上下数千年内北极星位置的变化和星空的移动变换。中国的北京天文馆内安装有中国自行设计制造的天象仪，可以放映中西对照的星名、星座和一年二十四节气等等景观。


万有引力定律

万有引力定律（汉语拼音：wàn yǒu yǐn lì zhī dìng lǜ），（universal gravitation，law of），自然界中任何两个质点都相互吸引，这个力同两个质点的质量的乘积成正比，同它们之间的距离的二次方成反比。如用m1、m2表示两质点的质量，r表示两质点间的距离，F表示作用力的值，则F＝Gm1m2／r2，式中的G是比例常量，称万有引力常量或牛顿引力常量，数值因不同单位制而异，在国际单位制中G为6.672×1011牛顿·米2／千克2。这个定律由牛顿于1687年在《原理》上首次发表，它和牛顿运动定律一起，构成了牛顿力学特别是天体力学的基础。
　　在牛顿公布该定律之前，胡克、惠更斯都曾根据开普勒定律推测行星和太阳间存在和距离二次方成反比的引力，但未能提出数学证明，为此胡克还和牛顿通过信，因此对定律的首创权有过争议。牛顿还曾对晚年的忘年交斯多克雷说过，1666年他在家乡避瘟疫时，曾因见苹果从树上落地而想到地球对苹果的引力是否可延伸到月球。此说传布很广，许多科学家深信不疑，并对牛顿为何推迟20年才发表有种种推测。但也有人根据牛顿晚年的精神状态，认为他对斯多克雷所说的并非真情。
　　一般物体之间的引力，在物体尺度远小于质心距离时，可视为质点；尺度和间距相近时，须视为质点系，用积分法求引力。但牛顿已算出一个密度均匀的圆球对附近质点的引力同把圆球的质量集中于球心时完全一致。对万有引力的起因，牛顿未作解释，把它视为超距力或以太的作用，系后人所为。爱因斯坦在广义相对论中将引力归之于时空曲率的变化。


摄动理论

摄动理论（ perturbation theory ），研究确定摄动的大小和变化规律的理论和方法。一个天体绕另一个天体沿二体问题的轨道运行时，因受到其他天体的吸引或其他因素的影响，天体的运动会偏离原来的轨道。这种偏离的现象称为摄动。对于摄动，在数学上可以通过分析方法和数值方法两种不同途径来研究。这两种方法相应地在摄动理论中形成了普遍摄动和特殊摄动两个分支。摄动理论不仅是研究天体运动的主要手段，而且在理论物理与工程技术上也被广泛应用，即所谓微扰理论。
摄动理论的发展，至今已有二百多年的历史。欧拉、拉格朗日、高斯、泊松和拉普拉斯等许多著名的学者都为它的发展作过不少贡献，先后提出过的摄动方法不下百种。归纳起来，大致可分三类：坐标摄动法、瞬时椭圆法和正则变换。有些方法不能明确地列入哪一类，例如著名的汉森方法就兼有一、二两类的特性。

目录

1 坐标摄动法

1.1 直角坐标摄动
1.2 球坐标摄动
1.3 其他坐标摄动

2 瞬时椭圆法
3 正则变换

坐标摄动法
研究天体在真实轨道上的坐标和在中间轨道上的坐标之差，这个差值称为坐标摄动。在经典方法中，常把坐标摄动表示为某个小参量（例如摄动行星的质量）的幂级数，然后逐项进行计算。由于计算技术的发展，微分方程近似解法中皮卡迭代法正逐步代替原来的小参量幂级数展开方法。它的主要优点是有统一的迭代过程，使计算过程能高度自动化。按所取坐标系的不同，坐标摄动又分为下述几种方法。

直角坐标摄动
这是1858年恩克在研究彗星的运动时提出的，它讨论坐标摄动在直角坐标系中的表示式，经常用于计算短周期彗星和月球火箭的轨道。这种方法的优点是：摄动方程的推导简单，形式对称，可以直接得到坐标，便于计算天体的历表。它的缺点是：以直角坐标表示的摄动量难于显示出摄动的几何特性和力学含义；随着时间跨度的增长，直接坐标的三个摄动量往往同时变大，以致不能把它们所服从的方程作线性化处理，否则就要多次更换零点。

球坐标摄动
自然天体一般总是围绕着某个主天体运动，例如行星绕着太阳运动，卫星绕着行星运动。因此，球坐标或极坐标的摄动就有较明显的几何意义。克莱洛和拉普拉斯在研究彗星的运动和大行星运动理论时最早提出了球坐标摄动方法。后来，纽康对拉普拉斯方法作了改进，特别是在展开摄动函数时运用了算符运算，使展开过程不仅有简洁的数学表示式，而且有规则的处理过程，便于以后在电子计算机上进行计算。纽康成功地运用这个方法研究了水星、金星、地球、火星四颗内行星以及天王星、海王星的运动，据此编成的内行星的历表，一直是二十世纪以来编算天文年历的基础。希尔提出了一种以真近点角为引数的球坐标摄动法，它曾被成功地用于计算第一号小行星──谷神星的摄动。

其他坐标摄动
1963年穆森提出了另一种计算坐标摄动的方法，用于计算天体坐标在向径、速度和角动量三个方向上的摄动量。尽管这样的分解不正交，但由于它有不少优点，如有较明显的力学意义，推导方便，积分直接、运用算符运算、各阶摄动方程具有统一而紧凑的形式，并便于计算自动化，现正用于建立新的大行星运动理论。
在各种坐标摄动的研究中，几乎都以椭圆作为中间轨道。希尔在研究月球运动理论时用了所谓二均轨道作为中间轨道，这是一种计及太阳摄动主要部分的周期轨道，它避开了月球在近地点时进动快所带来的困难。吉尔当曾提出用转动椭圆作为中间轨道，以便消除坐标摄动中的长期项，并将摄动表示为真近点角的三角级数。他的理论曾一度引起人们普遍关心，但后来的研究证明，这种方法是不收敛的。

瞬时椭圆法
这是以轨道要素作为基本变量的摄动方法。如果行星只受太阳的吸引，正如开普勒定律所描述的，它将沿着一个固定的椭圆运动，决定椭圆运动的六个轨道要素应是常数。若考虑到其他因素的影响，行星将偏离原来的椭圆，六个轨道要素就不再是常数，它们将遵循由常数变易法导出的规律而变化。在这种情况下，可得到一族椭圆，它们逐个地与真实轨道相切，在相切点，二者不仅有相同的坐标，而且有相同的速度；只是加速度彼此不同，一个是真实加速度，另一个是椭圆加速度，二者之差正是摄动力引起的摄动加速度。由于这种摄动加速度的作用，天体在下一时刻将离开这个椭圆，走上邻近的一个瞬时椭圆；相反，一旦摄动作用消失，天体将沿着消失点的瞬时椭圆一直运动下去。天体在太阳辐射压摄动下的运动正是这样：当辐射压起作用时，天体的瞬时椭圆不断变化；但当天体进入一个阳光照不到的阴影区时，辐射压消失，天体就沿着入影点的瞬时椭圆运动下去，直到跑出这个影子为止。
天体的真实轨道就是瞬时椭圆族的包络线。与坐标摄动相比，椭圆轨道要素的变化一般要缓慢得多，因而便于处理。瞬时椭圆法最早是欧拉在十八世纪中叶研究木星与土星的相互摄动时提出的，后由拉格朗日加以改进。他根据常数变易法，利用拉格朗日括号，严格地导出了描述椭圆轨道要素变化的摄动方程──拉格朗日方程。这种方法的应用十分广泛，特别是被勒威耶成功地用来研究大行星的运动。

正则变换
这是一种以分析力学为基础的方法。其基本思想是：对变量进行一系列适当的正则变换，以求降低运动方程的阶次，使新的方程具有较简单的形式，例如得出一个描述等速直线运动或简谐振动的方程，从而使问题得解。十九世纪，德洛内从这个观点出发建立了著名的德洛内月球运动理论。他首先将月球的摄动函数展开成四百多个三角项，然后进行一系列的正则变换，使每次变换都能消去其中的一项。他花了差不多二十年的时间，总共进行了上千次变换，找到了三个合适的角速度，将月球的轨道要素都表示成时间的三角多项式，而不包含任何长期项。德洛内的工作为天体力学中的变换理论奠定了基础。这种方法是由一系列形式统一的循环过程组成的，因此非常便于用电子计算机进行计算。
德洛内之所以要进行那样多的变换，是为了对摄动函数中的每一项都给以严格的数学处理。这在实用上是没有必要的，某些高阶项尽可以略去。以这种想法为指导，蔡佩尔在二十世纪初建立了蔡佩尔变换。他先把摄动函数中的角变量按它们变化快慢排队，然后在一定精度范围内寻找适当的变换，以便一次消去所有含快变量的项，得出一组平均化的方程，进而对新的方程重复类似的过程，直至消去全部角变量为止。与德洛内方法相比，这种方法的工作量小得多，因此，它一出现就被成功地用来研究小行星的运动。人造卫星上天后，它得到了更广泛的应用。但是，蔡佩尔变换也有一些缺点，其中最突出的是：决定新旧变量转换关系的母函数是混合型的，同时含有新旧两种变量，使用颇为不便。为了克服这一缺点，堀源一郎在二十世纪六十年代提出了一种以李变换为基础的理论──堀源-李变换。其优点是:不仅新旧变量之间的变换具有显函数的形式，同时其结果在正则变换之下保持不变，因此它与用哪一组正则变量进行计算无关，而具有通用性。
电子计算机的创制和发展不仅大大提高数值计算的精度和速度，而且代替人们完成大量机械的重复的推导，今天已广泛用于摄动理论研究。近年来，德普里特、亨拉德、罗姆利用电子计算机编制了一个分析月球历表。单就计算太阳主要摄动项而言，摄动函数就有近3，000项，并通过李变换，得到了近50，000项月球坐标表示式。其规模之大，远非德洛内理论所能相比。
影响天体运动的摄动因素多种多样：有万有引力引起的保守力，有介质阻尼引起的耗散力，有连续作用的力，也有诸如辐射压引起的间断力等。影响大行星运动的主要摄动因素是行星间的相互吸引；地球大气的阻尼使卫星陨落于地面；太阳辐射压决定着彗尾的形状；潮汐摩擦则是卫星轨道演化的主要动力。只有准确地掌握了各种摄动因素，才能准确无误地计算天体的运动，解释各种壮丽的天象。反之，通过精密的观测和准确掌握天体的运动规律，就可以根据摄动理论的分析，弄清天体周围的力学环境，如测定摄动天体的质量、主天体的力学扁率和弹性模量、大气密度和各种引力场参数等等，甚至还能预告一些未知天体的存在与行迹。因此，摄动理论不仅有丰富的理论内容，也有较高的实用价值。


变换理论

变换理论（ theory of transformation ），研究天体运动方程的一种处理方法。在天体力学中，经常需要将变量进行变换，从而改变天体运动方程的形式以便于研究。根据不同的问题，需要研究采用什么样的变换，这就形成了天体力学中的变换理论。它包括两方面的内容：

正则变换
分析力学中的哈密顿方程又称正则方程，它具有对称性等一些优点，是解决力学问题的一种常用的方程形式。如果变量变换后新方程仍保持正则形式，这种变换称为正则变换。若在变换中不显含时间，这样的正则变换称为保守正则变换；若保守正则变换使哈密顿函数不变，则此保守正则变换称为完全正则变换。1916年，蔡佩尔用正则变换寻找循环坐标的方法处理天体力学中的具体问题，这种方法称为蔡佩尔方法。1959年，布劳威尔用蔡佩尔方法处理人造天体的运动问题，称为布劳威尔－蔡佩尔方法。这种方法采用的正则变换是由隐函数定义的，要经过复杂的计算才能给出新旧变量的显函数关系。堀源一郎把李级数的概念和结果应用到正则变换，通常称为堀源-李变换。堀源一郎还把这种理论从正则系统推广到非正则系统，并应用到受摄开普勒运动和非线性振动问题上。谢费勒把正则变换的概念推广到不同维数空间之间的变换，并给出了进行这种变换的一些条件。

正规化变换
消除质点组运动方程中碰撞奇点（见碰撞问题）的变换称为正规化变换。它通常包含自变量变换和坐标变换两部分。正规化变换消除运动方程的奇点后，使新的坐标成为新的自变量的解析函数，这样就便于从理论上进行讨论，并有可能给出运动方程解的具体表达方式。三体问题中著名的松德曼级数就是在对二体碰撞奇点进行正规化变换以后得到的。对于一些可积的问题，正规化变换往往指出了积分的途径。在平面圆型限制性三体问题中，蒂勒变换可以用来积分双不动中心问题。用数值方法积分包含碰撞奇点的运动方程时，离碰撞奇点越近，方程右端函数的变化就越快。在这种情况下，积分步长必须急剧减小，这样既耗费计算时间，又不能保证精度。正规化变换以后可大大提高计算效率和计算精度。
平面二体问题中最著名的正规化变换是列维－齐维他变换。变换后的运动方程在能量常数小于零时是简谐振动方程。将列维-齐维他变换直接推广，用于空间二体问题，便形成KS变换。在空间二体问题中，还有莫泽变换。这是用球极平面射影及其正则扩充，把2n维相空间变换成n+1维空间的单位球面及其切空间。当n=3时，可以把具有负能量的开普勒轨道变换成球面上的测地线，把碰撞奇点变换成球面上的一个极点，经过这个极点的大圆对应于碰撞轨道。
将以上这些正规化变换用到多体问题中都只能使一个二体碰撞奇点正规化，因而这些变换称为局部正规化变换。局部正规化已能解决许多实际工作的数值积分问题和部分理论课题。使所有的二体碰撞奇点同时进行正规化的变换称为全局正规化变换，这比局部正规化要困难得多。研究平面圆型限制性三体问题的全局正规化的历史最长，结果也比较完善。一般采用以两个大质量质点连线中点为原点的旋转坐标系。将旧坐标z和新坐标w都作为复变量，它们之间的关系用保角映射z=f(w)表示。自变量t变换成s的关系是dt/ds=|dz/dw|2。这些变换中最著名的是蒂勒变换z=(cosw)/2。蒂勒变换曾被用来对平面圆型限制性三体问题的周期轨道进行了大量的数值积分工作。另外，还有z=(wn+w-n)/4的变换。当n=1时，为伯克霍夫变换；而n=2时，则为勒梅特变换。所有这些变换都同时使两个碰撞奇点正规化，剩下唯一的碰撞奇点是z平面上的无穷远点。


摄动函数的展开问题

摄动函数的展开问题（ problem of development of disturbing function ），在天体力学中，所有的分析方法都要对受摄运动方程进行积分，除个别情况外，在积分前，一般必须把摄动函数展开为时间以及所选择变量的显函数，这就是摄动函数的展开问题。这个问题是摄动理论中的基本课题之一。摄动函数展开式的收敛快慢，在一定程度上决定相应的摄动理论的使用效果。
经典的展开方法是将摄动函数展开为幂级数和三角级数的混合级数，它又称泊松级数。以三体问题为例，摄动函数中包含被摄动天体和摄动天体的轨道要素和时间，而时间则隐含在天体的近点角内。在瞬时轨道为椭圆的情况下，摄动函数展开为两个天体的轨道半长径之比α=α/α′、偏心率е、е′和两个轨道面交角I一半的正弦sin(I/2)的幂级数，以及平近点角和其他轨道要素(或有关辅助量)的三角级数。当α、е和е′接近于1以及I较大时，展开式收敛得很慢，甚至不收敛。因此，摄动函数的展开问题实际上就是改进展开式的收敛性问题。二十世纪四十年代以后，不少人研究了各种改进方法。研究得最多的是α接近于1的情况。主要采用的方法有：①用复变函数的线性变换使奇点离变量的应用范围更远些，从而改进展开式的收敛性；②分出形式为(1—α2)-s的因子或有关项（s为正有理数），再讨论其余项的展开，从而回避α接近于1时的困难；③以中间轨道的摄动函数展开式作为基础，在相应的改正项中只出现天体之间距离的正幂次项，因而不存在α接近于1的困难；④找出既适用于α＜1，也适用于α＞1的更一般的展开式，以便适用于投影相交轨道情况（如海王星和冥王星的轨道）。以上几种方法都处于试用阶段，但已取得很多成果。
对于I较大时产生的困难，主要用两种办法解决:①不展开为sin(I/2)的幂级数，而展开为I的三角级数；②展开为cosI的幂级数。另外，不少人用两个天体的瞬时轨道对某惯性参考面的倾角i和i′来代替I。对于偏心率e和e′较大时产生的困难，虽然有一些解决办法，例如用e=sinφ、e′=sinφ′，把摄动函数展开为φ和φ′的三角级数，但效果仍不好，故这个困难依然存在。正因为如此，对于大偏心率轨道的摄动问题（如一些彗星、月球火箭等），还只能用数值方法进行研究。除上述困难外，当两个天体的瞬时轨道的平均角速度接近通约时，在积分受摄运动方程也会出现小分母的困难，这可用共振理论的方法解决。


中间轨道

中间轨道（汉语拼音：Zhongjian Guidao；英语：Intermediate orbit），一种假想的比较接近于天体真实运动的轨道。在天体力学中最简单的近似轨道是按照二体问题模型解出的圆锥曲线轨道，但它与天体的真实轨道相差甚远，而要得到天体真实轨道的精确解是十分困难的，往往只能在二体问题的基础上附加各种摄动因素采用逐步逼近的方法得到满足一定精度要求的近似解，这种逐次近似过程是非常繁复的。为此，不少天体力学家提出了中间轨道的设想，也就是去寻找一种比二体问题解得的圆锥曲线轨道更接近于真实轨道的近似轨道，以它代替圆锥曲线轨道作为求解真实轨道的基础，这样就可以使近似解的精度提高。根据这个原理，寻找中间轨道必须具备两个条件：一是中间轨道内必须包含某些摄动因素，比二体问题的解精度高；二是要使以中间轨道为近似基础来进一步求解天体的真实运动解是一个比较简化的可积过程。显然，要满足这两个条件是很苛刻的，寻求理想的中间轨道十分困难，尚未找到恰当方法，只对某些特殊情况下的天体运动找出了可行的中间轨道。


双不动中心问题

双不动中心问题（two fixed-center problem），一种特殊的限制性三体问题。在3个天体组成的系统中，若其中之一为质量无限小的天体，另外两个为有限质量的天体，若后两者在空间是固定不动的，这时，考虑无限小质量天体在另外两天体的引力作用下的运动问题就称为双不动中心问题。由于两个有限体不运动，因此这样的问题要比一般限制性问题简单，但因为无限小天体要在两个中心引力体作用下运动，问题又比二体问题复杂。双不动中心问题是限制性三体问题中极少数可以完全求解的情况之一。严格来说，在实际天体系统中，双不动中心问题是不存在的。但在某些小天体运动理论，特别是人造地球卫星运动理论中，由于大部分人造卫星绕地球运动的速度要比地球自转速度快得多，一昼夜内可以绕地运行好几圈，在近似情况下可以忽略地球的自转运动并把地球分为两个对称的不动体来讨论人造卫星在这个双不动中心引力作用下的运动规律，这样得出的人造卫星运动轨道比较接近于真实轨道，可以作为中间轨道。又如，在讨论行星际飞行器运动时也可以将太阳和行星作为两个不动中心，从而构成双不动中心问题。


长期摄动

长期摄动（汉语拼音：Changqi Shedong；英语：secular perturbation），天体在运动过程中，除了受中心主天体的引力作用外，还受到周围其他天体、介质等等诸多因素的作用，这些作用与中心体的引力相比是很小的，因此称为摄动。
　　天体在摄动作用下，其坐标、速度或轨道要素都产生变化，这种变化成分称为摄动项。长期摄动是指天体的坐标、速度或轨道要素的摄动量中随着时间而单调增加或减少的部分，又称长期摄动项。长期摄动反映了天体运动轨道随时间演化的粗略规律，对于研究天体的演化过程和整个力学系统的宏观图像和稳定性有很重要的意义。18世纪以后，许多天体力学家都在研究大行星的运动轨道是否有长期摄动，并且证明，在精确到一阶、二阶小量的情况下大行星轨道大小不会有长期变化。人造天体运动理论中，长期摄动的存在与否是直接影响人造天体寿命的重要因素，例如由于地球大气阻力的长期摄动存在，可能导致人造地球卫星的轨道逐渐变小，最终落入大气层而坠毁。]


周期摄动

周期摄动（汉语拼音：Zhouqi Shedong；英语：Periodic perturbation），天体坐标，速度或轨道要素的摄动量中随时间作周期变化的部分，也就是摄动项中时间的周期函数项。周期摄动中变化周期小于或等于天体运动轨道周期的项称为短周期摄动项。短周期摄动的振动振幅一般都比较小但项数比较多，它反映了天体真实运动轨道相对于平均运动轨道的短时间偏离和天体运动轨道的精细结构，在需要精确测定天体运动轨道时必须考虑短周期摄动。周期摄动中变化周期大于天体运动轨道周期的摄动项称为长周期摄动项，它的变化振幅通常要比短周期摄动大几个量级，因而对天体的运动有较明显的影响。研究长周期摄动形成的原因以及与天体运动和形状等其他物理量之间的关系等问题一直是天体力学摄动理论中的重要课题。


月球运动理论

月球运动理论（ theory of the motion of Moon ），用牛顿力学或其他动力学（如广义相对论）研究月球运动而形成的理论。运动包括自转和空间运动。月球自转又称为月球天平动。研究月球的空间运动一般称为月球的运动理论。主要包含两个内容：①研究月球精确历表计算，为天文年历及航天工程服务。当前最精确的历表有两个：一是美国喷气推进实验室(JPL)得到的DE/LE405和406；另一个是法国得到的VSOP2000。两个历表都是在广义相对论的后牛顿精度下讨论的，只是JPL用数值方法计算，法国是用半分析方法计算。位置精度都已达到千分之一角秒。它们都是同大行星精确历表一起讨论、推导和计算的。②研究月球轨道的长期演化，又称为地月系的动力学演化。这是因为地球自转由于潮汐摩擦而不断减慢，而潮汐主要来源于月球的引力。作为地月系整个动力系统，地球自转减慢会导致月球绕地的公转轨道增大，相应的运动周期不断变长。若时间向前推移，则月球轨道越来越小，由此可讨论月球的起源问题。到现在为止，根据不同的动力学模型，得到的月球年龄相差很大，在20亿年到45亿年之间。但真正要解决月球起源问题，需要同物理因素结合一起研究，才可能得出准确的结果。


月球物理天平动

月球物理天平动（ physical libration of the Moon ），月球天平动的一种，也就是月球的实际自转状态和卡西尼定则之差。1693年，天文学家G.D.卡西尼根据长期的观测归纳出了三条描述月球自转的经验定则──卡西尼定则:①月球以等角速度绕固定轴由西向东自转，自转周期为一个恒星月；②月球自转轴与黄道的交角不变；③月球赤道面与黄道面的交线同月球轨道面与黄道面的交线重合，月球赤道面和月球轨道面分别位于黄道面两侧。
如果月球是一个均匀圆球，则可以从力学上证明这三条定则是正确的。但月球并不是一个均匀圆球，它的实际自转状态要复杂得多，而卡西尼定则只是一种近似的描述。早在十七世纪，牛顿在他的《自然哲学的数学原理》一书中就指出了应该存在月球物理天平动。但由于它实在太小──只有2'，从地面上看还不到1″，所以直到十九世纪才由贝塞耳指导他的学生用量日仪证实了它的存在。
通常用ρ、σ、τ三个量来表示月球物理天平动。ρ为纬度天平动，它表示月球自转轴与黄极交角的变化；σ为交点天平动，它反映了月球自转的不均匀性；τ为经度天平动，它反映了月面沿经度方向的摆动。最早的月球物理天平动解析式是由海因根据汉森的月球运动理论在二十世纪初给出的。以后波兰天文学家科齐尔根据希尔－布朗的月球运动理论也给出了类似的解。由于当时计算条件的限制，他们不得不作一系列的线性化和近似处理，这大大地影响了结果的精度。为了适应目前月球激光测距和宇宙飞行的需要，美国利用电子计算机求出了比较精确的解析式。它们的首项是：
ρ=-98.″5cosl+23.″9cos(l－2F)－11.″0cos(2F)＋…
Iσ=-100.″7sinl+23.″8sin(l－2F)－10.″6sin(2F)＋…
τ=91.″7sinl′+20.″1cos(2l－2F)－16.″9sinl＋…
式中l、l' 分别为月球和太阳的平近点角(见开普勒方程)；F为月球平黄经L与月球轨道升交点黄经Ω之差；I为月球自转轴与黄极的交角，约等于5，521″。上式说明:月球自转轴的指向及其自转不均匀性有一个振幅约为100″的摆动，周期为一个月；而在经度方向上则有一个振幅约为90″的摆动，周期为一年。


月球光学天平动

月球光学天平动（ optical libration of the Moon ），即几何天平动，又称视天平动，月球天平动的一种。“月球常以同一面对着地球”的说法只是一种不严格的、近似的说法。由于几何方面的原因，地球上的观测者会觉察到月球有上下左右的“摇摆”，因而能看到的月面部分不是整个月面的一半而是整个月面的59％，其中的18％时多时少，时隐时现。月球有三种光学天平动：①纬天平动：月球赤道和白道夹角为6°41′，当月球运行到白道最北点时，可多看到月球南极的6°41′的区域；同样在白道最南点时可多看到月球北极的6°41′的区域。纬天平动的周期为一交点月。②经天平动：尽管月球自转速度是均匀的，但由于公转轨道是个椭圆，公转速度并不均匀。当月球从近地点奔向远地点时，速度由快变慢。对于均匀自转的月球，其西边缘的外侧，在经度方向便会有7°45′的地方为地球上的观测者看到；同样，月球运行在另外半圈时，月球东边缘的外侧，也会有7°45′能被看到。经度天平动的周期为一近点月(见月球)。上述两种天平动也可以用月、地中心连线的月面交点的月面坐标来表示。交点的月面纬度称为纬天平动，交点的月面经度称经天平动。③周日天平动：早在十七世纪，伽利略在绘制月面图时便已发现，由于视差，在月出时，地面观测者能多看到月球东边缘外侧的一部分多达1°的区域；当月落时，也会多看到月球西边缘外侧1°的区域。同理，地球南极的观测者能多看到月球南极的部分区域；对于地球北极的观测者也有类似情况。

严格地说，这三种天平动都不是月球本身真正的摆动，只是由于观测者位置改变造成的。为了与物理原因所引起的月球天平动区别开来，把它们合称为光学天平动。


大行星运动理论

大行星运动理论（ theory of the motion of major planets ），研究太阳系中大行星的轨道及其稳定性的理论。大行星是天文学的早期主要研究对象，它的运动研究是经典天体力学的主要内容。从古代到20世纪50年代，大行星（特别是金、木、水、火、土五星）一直被用于航海导航。后来航天器的导航也要用大行星。大行星运动理论有两个内容：一是精密定轨，目的是精确掌握大行星的轨道变化，并预报它们的精确位置，为运动理论、引力理论和编制天文年历服务。二是研究大行星轨道的长期稳定性，为研究整个太阳系的动力学结构和动力学演化服务。
大行星和月球的精密定轨是经典天体力学的主要内容。通过研究建立起经典的摄动理论；所计算的位置同当时（19世纪初）的观测位置基本符合（精度为1″）。后U.-J.-J.勒威耶和S.纽康对摄动理论继续精确化，到19世纪末理论计算位置能符合那时的观测（精度为0.1″）。此时确定了水星近日点进动速率的理论值比观测值每百年小43″，而且肯定是牛顿力学的局限性所致。到20世纪50年代，开始用计算机进行数值积分，对部分大行星的理论计算值精度可达0.01″。但因引力理论、参考系、天文常数等还不配套，故同观测值的比较还不相符。美国国家航空航天局（NASA）为了航天器的导航，责令喷气推进实验室（JPL）建立高精度的大行星和月球历表。在后牛顿精度的广义相对论框架下，利用数值积分，再用当时最精确的观测值对所求值进行改进，于70年代完成DE/LE200历表，得到公认，并由国际天文学联合会（IAU）建议，从1984年起作为各国天文年历编算的基础。此表的外行星位置精度为0.01″，内行星为0.1″，符合观测。法国也于同期用半分析方法建立了VSOP84历表，精度与DE/LE200一致，在欧洲一些国家中使用。到2000年前后，这两种历表的精度都提高了一个数量级，分别为DE/LE405和VSOP2000。另外，俄罗斯也建立了EPM2000。
关于大行星轨道稳定性问题，早在18世纪就有著名的拉普拉斯–拉格朗日定理。他们用一阶摄动的近似结果，得出大行星轨道的半长径、偏心率、轨道倾角没有长期变化，因此认为太阳系是稳定的。19世纪，法国的S.-D.泊松证明，在二阶摄动精度下，大行星轨道半长径也没有长期变化。法国的美伏罗瓦在1955年证明三阶摄动大行星轨道半长径有长期变化。可是到1982年，英国的梅塞基证明，多体问题中轨道半长径在任意阶摄动下都没有长期变化，但仍不能肯定太阳系稳定。在1963年，苏联的V.I.阿诺德证明，太阳系几乎稳定，即不稳定的概率为零。
用非线性动力学方法现已得到很多新结果。很多人用数值方法或半分析方法，计算了大行星在几千万年甚至几亿年内的轨道变化，得出大行星轨道是混沌的，特别是内行星和冥王星（2006年定为矮行星）更明显。但仍不能断定太阳系不稳定，因为有些混沌情况也可以是稳定的。需要今后继续深入研究。


小行星的运动

小行星的运动（ minor planet motion ），自从1801年1月1日发现第一颗小行星──谷神星以来，到1979年1月1日为止，人们发现并测定准确轨道而给以正式编号的小行星已有2，118颗。这些小行星大多数集中在火星与木星轨道之间。也有少数特殊的：近的，走到地球轨道以内；远的，甚至跑到土星轨道以外。

目录

1 小行星在空间的运动
2 几颗轨道特殊的小行星

2.1 小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
2.2 小行星伊卡鲁斯（第1566号）
2.3 小行星希达尔戈（第944号）
2.4 小行星Chiron（第2060号）

3 小行星轨道的计算

小行星在空间的运动
小行星在空间按引力规律围绕太阳运行，运行轨道均呈椭圆形。用椭圆轨道的六个轨道要素可以表征每个小行星的运动特性。在这些轨道要素中，半长径a和偏心率e表示轨道的大小和形状；近日点角距ω、升交点黄经Ω、轨道倾角i，则表示轨道在空间的取向；还有过近日点的时刻τ。
小行星轨道在空间的分布存在某些特征：①小行星轨道的半长径平均约为2.8天文单位，但其半长径实际上分布在一个较宽的区域，并形成某些空隙和密集的分布区域（图1）。

这些空隙和密集 的分布恰恰在 n 1/ n成简单比例 的地方： n 1/ n等于1/2、2/5、1/ 3 的地方为空隙 的区域（见 小行星环的空隙）； n 1/ n等于1/1、3/4、2/ 3 的地方为密集 的区域。其中 n为 小行星运动 的平均角速度，它与轨道半长径 a存在着简单 的关系式： n 2 α 3=常数。 n 1为木星 运动 的平均角速度。这种空隙和密集 的分布可能与木星摄动 的共振作用有关(见 共振理论)。② 小行星轨道偏心角 φ>(偏心率 e=sinφ) 的平均值为8°7（相当于 e=0.15，图2）比大 行星轨道偏心角 的平均值大。③ 小行星轨道面和黄道面有着大小不等 的倾斜，它们 的平均轨道倾角是9°4（图3），比大 行星 的大。④ 小行星轨道近日点经度 ∏（等于 ω+ Ω）在0°～20°和180°～200° 的区间，有明显 的极大和极小分布（图4）。特别有意义 的是，这同木星 的近日点经度和远日点经度紧密相关。

研究形成小行星轨道分布的这些特征的原因，是太阳系动力演化研究的重要课题。

几颗轨道特殊的小行星
小行星阿莫尔(第1221号)和阿波罗（第1862号）
1932年3月12日和4月24日分别发现了这两颗小行星。阿莫尔的近日距小到1.08天文单位，它同地球的距离可以接近到0.1天文单位；阿波罗的轨道穿到金星轨道以内，并几乎与地球轨道相交（图5）。阿莫尔一直被天文学家持续地观测着。但是，阿波罗却整整丢失了41年，直到1973年才重新找到。

图5　阿莫尔和阿波罗的轨道

小行星伊卡鲁斯（第1566号）
1949年6月26日美国帕洛马山天文台发现了这颗轨道极为特殊的著名小行星（图6），它的轨道半长径小到和地球轨道半径相当，而轨道偏心率极大(0.83)，竟然深深进入水星轨道以内。它在距太阳0.18～1.98天文单位这段距离内运行中，经历了罕见的强烈的温度变化。

图6　伊卡鲁斯的轨道

小行星希达尔戈（第944号）
1920年发现这颗小行星，与近地小行星相反，它的远日点达到土星轨道那样远（图7）。它有很大的轨道倾角，所以同土星的空间距离并不小于5.7天文单位。希达尔戈的轨道倾角和偏心率都大，很像彗星，但它在望远镜中却是一个星点，而无丝毫云雾状。

图7　希达尔戈的轨道

小行星Chiron（第2060号）
1977年10月18日，美国帕洛马山海耳天文台发现了这颗极不寻常的天体。它的轨道远日点大大突破了希达尔戈保持的纪录，在远离太阳时达到天王星的轨道范围。因为它的直径只有几百公里，所以未能列为第十大行星。对长期摄动的研究表明，在公元前1664年，它同土星的距离一度不到0.1天文单位，但今后至少在5，500年内，它的轨道是颇为稳定的。

小行星轨道的计算
小行星由于它的轨道偏心率和倾角过大，可以很接近作为摄动体的大行星，这样就难于应用拉普拉斯的大行星运动理论来研究小行星的运动。高斯、恩克和贝塞耳等都认为计算小行星轨道摄动的唯一办法是外推法，就像克莱洛计算彗星轨道摄动那样，一步一步地不断计算摄动力和小行星的速度及位移。高斯就是这样计算了第2号小行星智神星的轨道。用这种方法，不仅每一步都要作大量的计算，同时它也是一个无穷无尽的过程。1856年，汉森提出用类似于月球运动理论中所用的方法来计算小行星的摄动，并计算了第13号小行星埃杰里亚的摄动。汉森方法能用于具有较大偏心率和轨道倾角的小行星，曾被广泛地用来计算小行星的摄动。十九世纪后期，由于照相观测方法的发展，发现的小行星数目剧增。为了能及时计算出大量小行星的摄动，波林将汉森方法作了改进。他按平均角速度 n的大小对小行星分群研究，大大减少了工作量。波林用这种方法研究了赫斯提亚群小行星的运动。二十世纪初，蔡佩尔用这个方法研究了赫库巴群小行星的运动。中国佘山观象台用这个方法研究了弗洛拉群和匈牙利群小行星的运动。
二十世纪初，科威耳和克洛梅林在研究哈雷彗星的运动时创立了著名的科威耳方法。它完全摆脱了中间轨道的束缚，直接计算天体的坐标，所以多年来被广泛地应用于计算小行星的轨道。特别是在五十年代以后，电子计算机技术的发展，使得人们有可能把所有大行星和若干小行星的运动方程同时积分，逐步算出它们在几十年、几百年内的运动。在特殊摄动方面，目前被广泛采用的还有计算轨道要素变化的方法。为了适用电子计算机的特点，在计算瞬时椭圆在空间的取向时，常用一些向量元素来代替经典的轨道要素。目前二千余颗编号的小行星的摄动已全部采用特殊摄动法来计算。由于木星对小行星运动的影响显著，切博塔廖夫提出了研究由太阳-木星-小行星组成的平面圆型限制性三体问题，把这类三体问题中的周期轨道作为研究小行星运动的中间轨道，然后计算留下的摄动。他用数值方法具体计算了赫库巴群、希尔达群、脱罗央群小行星的运动所应有的周期轨道。
精确计算小行星的轨道，不仅可以保证以后的跟踪观测，而且还可测定一些有关的天文常数以及研究太阳系的动力结构和演化。除了较大的轨道倾角和偏心率以外，计算小行星摄动的困难还来自小行星和木星平均角速度的通约。妨碍高斯建立第2号小行星智神星运动理论的原因之一，也就是智神星和木星平均角速度存在7/18的通约，引起了周期达万年之久的长周期摄动。接近通约的情况可使木星的摄动异常突出。当小行星和木星平均角速度之比接近p/(p-1)（p是正整数）时，用小行星来测定木星的质量要比用土星或木星的卫星好得多。拉贝曾分析赫库巴群小行星的运动，精确地测定了木星的质量。迄今为止，木星的质量值大多数是通过小行星来测定的。研究小行星的运动，还可以测定小行星的质量。第197号小行星阿雷特曾以0.101天文单位的距离接近第1号小行星谷神星。根据对它们当时的运动分析，曾测定了谷神星的质量。后来利用阿雷特还测定了第4号小行星灶神星的质量。根据对第433号小行星爱神星在1893～1966年之间八千多次观测的分析，不仅测定了地月系统的质量，同时还测定了太阳视差。系统地研究小行星的运动还可以测定天球坐标系的运动和星表的系统差。
中国科学院紫金山天文台多年来从事小行星的观测和研究，发现了许多小行星；利用国内外的大量观测资料，测定了大批小行星的轨道，并用数值方法研究了它们轨道的变化，编算了小行星的冲日星历表，研究了一些特殊小行星在前后几百年、上千年内的轨道演化规律，为研究太阳系的动力结构和演化提供了资料。


脱罗央群小行星的运动

脱罗央群小行星的运动（ motion of Trojan group asteroid ），限制性三体问题的拉格朗日特解在太阳系中的实例。脱罗央群小行星全以希腊神话中的人物来命名，而这个群则以神话中的小亚细亚的特洛伊城命名，天文学界习惯译为脱罗央。这群小行星绕太阳运行的周期与木星相同。这一群中最先被发现的小行星名为阿基琉斯，它是德国天文学家M.沃尔夫于1906年观测到的。这颗小行星之所以引人注意，是因为当它的轨道被推算出来之后，它的周期和木星的周期很相近。沙利叶注意到，从太阳看去，它位于木星前方约55°处。他认为这可能是拉格朗日于1772年所推导的三体问题的特解（见平面圆型限制性三体问题）。按照拉格朗日特解的情况，可假设太阳和木星是两颗有限质量的天体，木星轨道为一圆周，那么在太阳S和木星J的周围将有五个平动点（见图）。其中L1、L2、L3位于SJ直线上，L4、L5两点则与S、J构成两个等边三角形。但L1、L2、L3三处为不稳定的平动点，在这些点上的小行星若位置稍有移动，便一去不返；反之，L4和L5则为稳定的平动点，在这两点上的小行星即使稍有移动，仍将在平动点附近打转而不远离。它们绕太阳运行的周期为11.86年左右，与木星的周期相近。

在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第588号，Achilles）、赫克托尔（第624号，Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号，Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。跟随木星之后的脱罗央群小行星位于平动点L5上，也称为纯脱罗央群小行星，有：帕特罗克勒斯(第617号，Patroclus)、普里阿摩斯（第884号，Priamus）、埃涅阿斯（第1172号，Aene-as）、安喀塞斯（第1173号，Anchises）、特洛伊罗斯（第1208号，Troilus）。1970年以来，帕洛马山海耳天文台和莱顿大学天文台已发现15颗暗弱的未定号小行星，都属于脱罗央群。中国紫金山天文台也发现四颗，其中两颗属于希腊群，两颗属于脱罗央群。
由于脱罗央群（包括希腊群）小行星位于拉格朗日特解所确定的区域，它们的发现引起了天体力学家们的很大兴趣。又因发现的小行星并不严格在L4、L5点，公转周期与木星也略有差别，所以研究L4、L5点附近运动的周期轨道的存在性和稳定性问题，不仅有理论意义，而且有实用价值。近年来，在这方面作了大量研究工作，已取得很多重要成果。从平面圆型限制性三体问题出发进行研究，所得的结果可归纳为：①在L4、L5点上的小行星是稳定的；②在L4、L5附近无穷小的轨道是存在的，而且“差不多”是稳定的（即不稳定的概率为零）；③L4、L5附近有限大小的周期轨道是存在的，除极个别情况外，都是线性稳定的（即只考虑偏差的一次项）。周期轨道的非线性稳定性还未解决。近来用数值方法严格计算了各大行星的摄动，计算了脱罗央群小行星轨道在四百年内的变化。计算结果与从平面圆型限制性三体问题出发研究所得的结果相近。


希腊群小行星

希腊群小行星，在木星之前的脱罗央群小行星，位于平动点L4上，它们又称为希腊群小行星，有：阿基琉斯（第 588号，Achilles）、赫克托尔（第624号,Hektor）、涅斯托尔（第659号，Nestor）、阿伽门农(第911号,Agamemnon)、奥德修斯（第1143号，Odysseus）、埃阿斯（第1404号，Ajax）、狄奥墨得斯(第1437号，Diomedes)、安提罗科斯(第1583号，Antilochus)、墨涅拉奥斯（第1647号，Mene-laus）、忒拉蒙（第1749号，Telamon）。


小行星环的空隙

小行星环的空隙（ gap of asteroid’s ring ），按平均角速度n统计的小行星数目分布不均匀的现象。若用n1表示木星的平均角速度（299.″1/平太阳日），则小行星分布在n1/n为1/2、2/5、1/3时出现空隙；而在n1/n为1/1、3/4、2/3时又出现密集。过去一些人用共振理论解释空隙，但无法解释密集；后来又有人用共振理论解释密集，却又无法解释空隙。
二十世纪六十年代以来，天体力学定性理论有所发展。小行星环中的这些现象可以用周期轨道的存在性和稳定性来进行探讨。从限制性三体问题出发所进行的研究表明，n1/n等于简单分数时，都存在周期轨道。如果周期轨道是稳定的，则在此轨道邻近有可能出现小行星密集；如不稳定，则出现空隙。但稳定性牵涉到的因素很多，如偏心率e、倾角i的大小，近日点方向以及小行星和木星的相对位置等。现已证明：n1/n为1/2、2/5、1/3时，小偏心率的周期轨道不稳定，因而可能出现空隙。n1/n=2/3的希尔达群小行星有23颗，其中21颗因受其位置和近日点方向的影响，处于稳定的周期轨道附近，因而出现密集；其余两颗（第334号和第1256号）的情况就不同，轨道变化很大。n1/n为1/1的脱罗央群小行星的运动也是这样，这群小行星都在平动点L4、L5附近（见平面圆型限制性三体问题），与木星黄经之差为60°左右，它们是稳定的；假如小行星与木星黄经相差180°，则是不稳定的。


彗星的运动

彗星的运动（ motion of comet ），中国对彗星的观测和研究已有四千多年的历史，拥有世界上最早、最完整的彗星记录。特别是十七世纪望远镜发明以前，中国的资料具有极高的权威。古希腊哲学家亚里士多德曾将彗星误认为是大气中的一种燃烧现象。这种看法在欧洲流传了十几个世纪，直到十六世纪第谷测定彗星离地球要比月球远很多之后，才被彻底推翻。但是，远在第谷之前，中国对彗星早已有比较正确的认识。《晋书·天文志》记载：“彗体无光，傅日而为光，故夕见则东指，晨见则西指。在日南北，皆随日光而指。顿挫其芒，或长或短……”对哈雷彗星的记录也以中国为最早、最完整。《淮南子·兵略训》：“武王伐纣，东面而迎岁，至汜而水，至共头而坠，彗星出，而授殷人其柄。”这可能是对公元前1057年哈雷彗星回归的记述。

彗星运动的特点
与大行星的运动相比，彗星的运动有显著的特点。大行星都在黄道面附近沿着较圆的轨道自西向东绕太阳运行。彗星则不然，既有自西向东顺行的，也有南北向垂直走的，还有象哈雷彗星那样逆行的，运动方向各不相同。除了运行于木星和土星之间的施瓦斯曼－瓦赫曼彗星和运行于火星和木星之间的奥特玛彗星等少量彗星外，其余都沿着很扁的椭圆和接近于抛物线的双曲线绕太阳运行。椭圆运动的周期差别很大，短的象恩克彗星只有三年多，长的则可达几千年甚至上万年。它们的近日距也差别悬殊，从千分之几个天文单位起，到五、六个乃至近百个天文单位。长周期彗星的近日距一般都比较小，如彗星1887Ⅰ的近日点离太阳表面不到1/5个太阳半径，只要三个小时它就从太阳的一侧走到另一侧，黄经改变180°。又如彗星1843I，它过近日点时，以每秒550公里的高速在日面上空13万公里处掠过，一天之内绕太阳转292°，然后用513年的时间来度过余下的68°。
除了那些经过仔细研究的短周期彗星外，多数彗星是不速之客。它们常常出人意料地出现，多则一年可以看到10颗（如1948年），少则一年内1颗也没有。而且只有它们走到近日点附近时，才被太阳照射和激发得足够明亮，因此可观测的时间往往很短。例如1901年出现的格里格彗星只有12天的可观测时间。一般来说，仅依据对彗星一次过近日点的观测所确定的轨道是很不可靠的。几个轨道要素中，半长轴a 尤其难定。有时轨道到底是椭圆型还是双曲型也难于判断。1680年出现过一颗周期彗星，开始欧拉算出它的周期是170年，后来哈雷又算得周期为575年，最后恩克利用较多的观测数据定出它的周期应是8，814年。

彗星运动的理论
通常用来研究行星运动的摄动理论总是假定轨道的偏心率和倾角很小，因此，它们只能用来研究少数短周期彗星的运动。1856年，汉森把接近于抛物线的扁椭圆分为内外两部分，每一部分引进一个部分近点角，从而将用于行星摄动的汉森方法改造成适合于计算周期彗星摄动的分析方法。这个方法曾被成功地用于研究恩克彗星的运动。
由于用分析方法研究彗星运动遇到各种困难，人们开始采用数值方法。二十世纪初，科威耳和克洛梅林为了预报哈雷彗星的归来，用数值方法直接积分直角坐标的运动方程，得出一系列时刻的彗星坐标值，从而完全摆脱了轨道这个概念的约束。与此相似，恩克也曾提出过一种方法：先以中间轨道作为参考，然后在直角坐标系内计算彗星对于中间轨道的偏离。这种方法用来研究短周期彗星非常方便，特别适用于研究彗星在近日点前后的运动。这两种方法基本上奠定了天体力学数值方法的基础。
除太阳引力外，影响彗星运动的因素还有来自各大行星的引力。对于那些周期为几年到几十年的短周期彗星来说，木星的影响尤为显著。例如，1889年布鲁克斯彗星接近木星，在木星上空1.28个木星半径处掠过，两天内竟绕木星转了313°，结果使它绕日公转的周期由原来的29年变为7年。另一个有趣的例子是沃尔夫彗星，它的近日距是2.5天文单位，1875年它接近木星，在木星的强烈摄动下近日距缩短到原来的3/5；经过47年后再次接近木星时，同木星的相对位置恰与1875年相反，结果在木星的吸引下它又回到了1875年以前的运动状态，出现了天文史上罕见的巧事。木星的影响如此之大，常使一些彗星在它的邻近通过后轨道完全改变，以致往往使人怀疑，这究竟是不是同一颗彗星。为了研究这个问题，拉普拉斯提出了作用球（见作用范围）的概念。彗星位于球外时，研究它相对于太阳的运动；彗星位于球内时，则研究它相对于木星的运动。而且常把这两个运动作为限制性三体问题来处理，并用雅可比积分作为判据，来判断是否同一彗星，这就是著名的拉普拉斯判据。彗星奇特的运动状态不禁使人认为:它们原非太阳系的成员，而是被太阳系天体所俘获的宇宙过客。庞加莱、K.史瓦西等人的研究否定了这种看法。他们指出：任何沿双曲线或抛物线轨道闯入太阳系的天体，尽管由于木星等天体的摄动，可能一时取得椭圆型轨道而留在太阳系，但这必定是暂时的，它们终将重新恢复双曲线型或抛物线型轨道，远离太阳而去。
十九世纪初，恩克在研究那颗后来以他的名字命名的彗星的过程中，发现这颗彗星的周期不断缩短，差不多平均每世纪缩短2.5天，而且这种变化是不均匀的。以后又在别的彗星的运动中发现了类似的现象。这些现象暗示：彗星除了受到太阳和行星的吸引外，还受到某种非引力作用的影响。观测表明：这种非引力作用主要是彗核在太阳光激发下不断抛出物质。例如，恩克彗星每转一圈，质量要损失1/500，半径要缩短4公里。而且，随着抛射速度的大小和方向的不同，轨道所受到的影响也不同：向后方抛射使轨道周期变长，轨道变扁；向前方抛射效果正好相反。恩克彗星属于后一类型。被抛射的物质在太阳辐射压的作用下形成各种美丽的彗尾。
彗星不仅不断抛射物质，而且彗核分裂成几块甚至完全瓦解的情况也屡见不鲜，特别是那种近日距小的彗星。比拉彗星就是一例：早在1772年就有了关于这颗彗星的记录。1845年11月人们发现彗核上有一个突出部，两个多月后这颗彗星就分裂成了两颗，并逐渐远离。以后，尽管天文学家进行了精心的计算和细致的观测，可再也没能找到它的踪影。使人惊奇的是，在它原来的轨道上留下了灿烂的流星雨──仙女座流星雨。其实在比拉彗星解体前，它抛射出的物质已在逐渐形成流星群。以后的观测表明：比拉彗星的流星物质在逐渐地、均匀地散布在它的全部轨道上。这类彗星的运动把天体力学的研究内容从质点、刚体的运动延伸到物质的抛射、分裂、解体以及弥漫物质的运动、环带的形成、动力结构与动力演化等等。因此，彗星的研究成为天体演化研究中不可缺少的一个方面。