Observaciones astronómicas reales

En 1608, el óptico holandés Lieberside descubrió accidentalmente que podía ver paisajes lejanos con dos lentes. Inspirado por esto, construyó el primer telescopio de la historia de la humanidad.

En 1609, Galileo construyó un telescopio con un diámetro de 4,2 centímetros y una longitud de aproximadamente 1,2 metros. Utilizó una lente planoconvexa como objetivo y una lente cóncava como ocular. Este sistema óptico se conoce como telescopio galileano. Galileo apuntó su telescopio al cielo e hizo una serie de descubrimientos importantes. La astronomía entró en la era de los telescopios.

En 1611, el astrónomo alemán Kepler utilizó dos lentes biconvexas como objetivo y ocular respectivamente, aumentando significativamente el aumento. Más tarde, la gente llamó a este sistema óptico telescopio Kepler. La gente todavía utiliza estos dos tipos de telescopios refractores, y el telescopio astronómico utiliza el tipo kepleriano.

Cabe señalar que en ese momento, debido a que el telescopio usaba una sola lente como objetivo, había una grave aberración cromática. Para obtener buenos efectos de observación, se requiere una lente con una curvatura muy pequeña, lo que conducirá inevitablemente al alargamiento del cuerpo de la lente. Por eso, los astrónomos llevan mucho tiempo soñando con construir telescopios más largos, y muchos intentos han fracasado.

En 1757, Dulong estableció las bases teóricas de las lentes acromáticas estudiando la refracción y dispersión del vidrio y el agua, y fabricó lentes acromáticas con vidrio corona y vidrio de sílex. Desde entonces, los telescopios refractores acromáticos han sustituido por completo a los telescopios de lentes largas. Sin embargo, es difícil fundir vidrios de pedernal de gran tamaño debido a limitaciones técnicas. En los primeros tiempos de los telescopios acromáticos, las lentes sólo podían rectificarse hasta un máximo de 10 cm.

A finales del siglo XIX, con la mejora de la tecnología de fabricación, se hizo posible fabricar telescopios refractores de gran diámetro y se produjo un clímax en la fabricación de telescopios refractores de gran diámetro. Entre los ocho telescopios refractores de más de 70 cm existentes en el mundo, 7 fueron construidos entre 1885 y 1897. Los más representativos son el Telescopio Yekeshit de 102 cm construido en 1897 y el telescopio LIKE de 91 cm de 1886.

Los telescopios refractores tienen las ventajas de una longitud focal larga, una escala negativa grande y una insensibilidad a la flexión del tubo, y son los más adecuados para mediciones astronómicas. Sin embargo, siempre habrá una aberración cromática residual y, al mismo tiempo, la absorción de radiación en las bandas ultravioleta e infrarroja es muy fuerte. La fundición de cristales ópticos de gran tamaño también es muy difícil. Cuando se construyó el Telescopio Yeckshi en 1897, el desarrollo de los telescopios refractores alcanzó su punto máximo y durante los siguientes cien años no apareció ningún telescopio refractor más grande. Esto se debe principalmente a que es técnicamente imposible moldear una pieza de vidrio perfecta como lente. Una lente de gran tamaño se deformará de manera muy evidente debido a la gravedad, perdiendo así un enfoque nítido.

Edita este telescopio reflector.

El primer telescopio reflector nació en 1668. Después de muchos fracasos en el pulido de lentes asféricas, Newton decidió utilizar un espejo esférico como espejo primario. Puso a tierra un espejo cóncavo con un diámetro de 2,5 cm y colocó un reflector con un ángulo de 45° frente al foco del espejo primario, de modo que la luz concentrada reflejada por el espejo primario se reflejara desde el cilindro de la lente hacia el ocular en un ángulo de 90°. Este sistema se llama telescopio reflector newtoniano. Aunque su espejo esférico producirá algunas aberraciones, el uso de reflectores en lugar de refractores tiene mucho éxito.

En 1663, James Gregory propuso una solución: utilizar un espejo primario y un espejo secundario, ambos espejos cóncavos. El espejo secundario se coloca fuera del foco del espejo primario y se deja un pequeño orificio en el centro del espejo primario, de modo que la luz se refleja dos veces en el espejo primario y el espejo secundario y luego emerge del pequeño orificio para llegar al ocular. El propósito de este diseño es eliminar la aberración esférica y la aberración cromática al mismo tiempo, lo que requiere un espejo primario parabólico y un espejo secundario elipsoidal. Teóricamente es correcto, pero el nivel de fabricación en ese momento no podía cumplir con este requisito. Gregory no pudo proporcionárselo. Consigue un espejo útil.

En 1672, el francés Segrin propuso un tercer diseño de telescopio reflector. La estructura es similar al telescopio gregoriano, excepto que el espejo secundario es convexo frente al foco del espejo primario. Este es el telescopio reflector Cassegrain más utilizado. Esto hace que la luz reflejada por el espejo secundario diverja ligeramente, reduciendo el aumento, pero eliminando la aberración esférica, de modo que el telescopio también puede tener una distancia focal muy corta.

El espejo primario y el espejo secundario del telescopio Segrin pueden tener muchas formas diferentes, y sus propiedades ópticas también son diferentes. Debido a la larga distancia focal del telescopio Seglin, el cuerpo corto del espejo y el gran aumento, las imágenes obtenidas son claras, el enfoque Seglin se puede utilizar para estudiar objetos celestes en un campo de visión pequeño, mientras que el enfoque Newton se puede configurar; para fotografiar una gran superficie de objetos celestes. Por ello, los telescopios Segrin se han utilizado ampliamente.

Herschel fue un maestro en los telescopios reflectores. Fue músico en sus primeros años. Debido a su amor por la astronomía, comenzó a afilar telescopios en 1773 y fabricó cientos de telescopios a lo largo de su vida. En el telescopio fabricado por Herschel, la lente del objetivo se coloca oblicuamente en el tubo de la lente de modo que la luz paralela se refleja y se concentra en un lado del tubo de la lente.

En los casi 200 años transcurridos desde la invención del telescopio reflector, los materiales reflectantes han sido un obstáculo para su desarrollo: el bronce utilizado para fundir el espejo es propenso a la corrosión y debe pulirse regularmente, lo que requiere un mucho dinero y tiempo, y es resistente a El metal corrosivo es más denso y más caro que el bronce. En 1856, el químico alemán Justus von Liebig inventó un método para recubrir el vidrio con una fina capa de plata, que se pulía para reflejar la luz de manera eficiente. Esto permitiría fabricar telescopios reflectores mejores y más grandes.

A finales de 1918, Haier puso en funcionamiento y construyó el telescopio Hooke de 254 cm de diámetro. Los astrónomos han utilizado este telescopio para revelar por primera vez el verdadero tamaño de la Vía Láctea y nuestro lugar dentro de ella. Más importante aún, la teoría de Hubble sobre la expansión del universo fue el resultado de observaciones realizadas con el Telescopio Hooker.

En las décadas de 1920 y 1930, el éxito del telescopio Hooker inspiró a los astrónomos a construir telescopios reflectores más grandes. En 1948, Estados Unidos construyó un telescopio con un diámetro de 508 centímetros. Para conmemorar a Haier, un destacado fabricante de telescopios, se le dio el nombre de Telescopio Haier. Los telescopios Haier se diseñan y fabrican desde hace más de 20 años. Aunque tiene un campo de visión más lejano y una resolución más fuerte que el Telescopio Hooker, no ha brindado a la humanidad una comprensión actualizada del universo. Como dijo Asimov: "El Telescopio Hale (1948), al igual que el Telescopio Yeckstone (1897) hace medio siglo, parece indicar que cierto tipo de telescopio casi ha llegado a su fin". En 1976, la antigua Unión Soviética construyó un telescopio de 600 centímetros, pero su funcionalidad no era tan buena como la del telescopio Hale, lo que también confirmó lo dicho por Asimov.

Los telescopios reflectores tienen muchas ventajas, por ejemplo, no tienen aberración cromática, pueden registrar información de los cuerpos celestes en un amplio rango de luz visible y son más fáciles de fabricar que los telescopios refractores. Sin embargo, debido a sus deficiencias inherentes, como cuanto mayor es la apertura, menor es el campo de visión y la lente del objetivo requiere un recubrimiento regular.

Edite este telescopio catadióptrico

El telescopio catadióptrico apareció por primera vez en 1814. En 1931, el óptico alemán Schmidt utilizó una lente delgada asférica única cerca de una placa paralela como espejo corrector, combinada con un reflector esférico se fabrica un telescopio catadióptrico tipo Schmidt que puede eliminar la aberración esférica y la aberración fuera del eje. Este tipo de telescopio tiene una gran potencia óptica, un gran campo de visión y una pequeña aberración. Es adecuado para tomar fotografías de grandes áreas del cielo, especialmente nebulosas oscuras. Los telescopios Schmidt se han convertido en una importante herramienta para las observaciones astronómicas.

En 1940, Maksutov utilizó una lente de menisco como lente correctora para crear otro telescopio reflector plegable. Sus dos superficies son dos superficies esféricas con diferentes curvaturas. La diferencia no es grande, pero la curvatura y el espesor son muy grandes. Todas sus superficies son esféricas, lo que es más fácil de pulir que la placa correctora del telescopio Schmidt, y el cilindro de la lente es más corto, pero el campo de visión es más pequeño que el del telescopio Schmidt y requiere un vidrio más alto.

Debido a que los telescopios catadióptricos pueden combinar las ventajas de los telescopios refractivos y reflectantes, son muy adecuados para la observación astronómica y la fotografía astronómica de aficionados, y son amados por la mayoría de los entusiastas de la astronomía.

La capacidad de captación de luz de un telescopio aumenta a medida que aumenta la apertura. Cuanto mayor es la capacidad de captación de luz de un telescopio, más débiles y lejanos son los objetos celestes que puede ver, que en realidad ven el universo anterior. Los avances en astrofísica requirieron telescopios de mayor diámetro.

Sin embargo, a medida que aumenta el diámetro del telescopio, también surgen una serie de problemas técnicos. La lente del telescopio Haier pesa 14,5 toneladas, la parte móvil pesa 530 toneladas y el espejo de 6 metros pesa 800 toneladas. La deformación de la lente causada por el peso muerto del telescopio es bastante grande y la temperatura desigual deforma la superficie del espejo, afectando la calidad de la imagen. Desde una perspectiva de fabricación, el coste de fabricar un telescopio utilizando métodos tradicionales es casi proporcional al cuadrado o al cubo de la apertura, por lo que es necesario encontrar un nuevo método para fabricar telescopios de mayor apertura.

Desde la década de 1970, se han desarrollado muchas tecnologías nuevas en la fabricación de telescopios, que involucran óptica, mecánica, computadoras, control automático y maquinaria de precisión. Estas tecnologías permiten que la fabricación de telescopios supere las limitaciones del diámetro de los espejos, reduzca los costos y simplifique la estructura de los telescopios. En particular, la aparición y aplicación de la tecnología óptica activa ha supuesto un salto en el concepto de diseño de los telescopios.

Desde la década de 1980, ha habido una locura internacional por fabricar una nueva generación de grandes telescopios. Entre ellos, el VLT del Observatorio Europeo Austral, el Gemini de los Estados Unidos, el Reino Unido y Canadá, y el Subaru de Japón utilizan espejos delgados como espejos primarios del Keck I, Keck II y; Todos los telescopios HET en los Estados Unidos utilizan tecnología de empalme.

En condiciones óptimas de trabajo, el excelente enfoque Segrin de los telescopios tradicionales puede concentrar el 80% de la energía luminosa geométrica en un rango de 0,6, mientras que la nueva generación de grandes telescopios fabricados con nuevas tecnologías puede concentrar el 80% de la energía luminosa geométrica se concentra en 0,2 ~ 0,4, o incluso mejor.

Los siguientes son algunos telescopios grandes representativos:

Telescopio Keck (Keck 1, Keck 2)

Keck 1 y Keck II fueron construidos en 1991 y 1996 respectivamente. . Son los telescopios ópticos más grandes actualmente en funcionamiento en el mundo y se llaman así porque sus fondos fueron donados principalmente por el empresario Keck W.M. (Keck I cuesta 94 millones de dólares y Keck II cuesta 74,6 millones de dólares). Estos dos telescopios idénticos se colocaron en Mónaco, Hawaii, y se ensamblaron para realizar observaciones de interferencias.

Su apertura es de 10 metros y está formada por 36 espejos hexagonales. Cada espejo tiene una apertura de 1,8 metros y un grosor de sólo 10 centímetros. A través de un sistema de soporte óptico activo, el espejo mantiene una precisión extremadamente alta. Hay tres dispositivos de plano focal: cámara de infrarrojo cercano, detector CCD de alta resolución y espectrómetro de alta dispersión.

Grandes telescopios como el Keck nos permiten explorar el origen del universo a lo largo del largo río del tiempo. El Keck nos permite ver el momento en que nació el universo.

El Very Large Telescope (VLT) del Observatorio Europeo Austral

Desde 1986, el Observatorio Europeo Austral ha estado desarrollando un telescopio óptico con una apertura equivalente a 16 metros, que consta de cuatro 8- telescopios de metros. Cuatro telescopios de 8 metros están dispuestos en línea recta. Ambos son sistemas ópticos RC con una relación de distancia focal de F/2. El espejo primario está sostenido por un sistema óptico activo. La precisión de apuntamiento es de 1 ″, la precisión de seguimiento es de 0,05 ″, el cilindro de la lente pesa 100 toneladas y el brazo de la horquilla pesa menos de 10 toneladas. Estos cuatro telescopios pueden formar una matriz de interferencia para realizar observaciones de interferencia en pares, o pueden usarse de forma independiente.

Dos de ellos ya están terminados y se espera que estén terminados en el año 2000.

El Telescopio Gemini (Gemini)

El Telescopio Gemini es una instalación internacional dominada por Estados Unidos (Estados Unidos representa el 50%, Reino Unido representa el 25%, Canadá representa el 15%, Chile representa el 5%, Argentina representa el 5%) representa el 2,5% y Brasil representa el 2,5%), implementado por la Asociación Americana de Universidades en Astronomía (AURA). Consta de dos telescopios de 8 metros, uno en el hemisferio norte y otro en el hemisferio sur, para observaciones sistemáticas durante todo el día. El espejo primario está controlado por óptica activa y el espejo secundario se corrige rápidamente inclinando el espejo. Con la óptica adaptativa, la región infrarroja estará cerca del límite de difracción.

La construcción comenzó en septiembre de 1993. El primero se inauguró en Hawaii en julio de 1998 y el segundo en el sitio de Serapa Junta en Chile en septiembre de 2000. Se espera que todo el sistema entre en funcionamiento tras su aceptación en 2001.

Telescopio Pléyades (Japón) de 8 metros (Subaru)

Este es un telescopio óptico/infrarrojo de 8 metros. Tiene tres características: primero, el reflector es delgado y se obtiene una alta calidad de imagen a través de óptica activa y óptica adaptativa; segundo, puede lograr un seguimiento de alta precisión de 0,1"; tercero, adopta una cámara de observación cilíndrica con control automático de ventilación. y filtro de aire, para optimizar la eliminación de la turbulencia térmica. Este telescopio utiliza una armadura Serrurier, que puede mantener el marco principal y el submarco paralelos cuando se mueve.

Este telescopio se instalará en Monaque Asia, comenzando. en 1991. Completado en 9 años

Telescopio espectroscópico de fibra multiobjeto de área grande (LAMOST)

Este es un telescopio Schmidt reflectante en construcción en mi país, con una apertura efectiva de 4 metros y una distancia focal de 20 metros El campo de visión es de 20 grados cuadrados. Sus características técnicas son:

1. Aplicar tecnología óptica activa al sistema Schmidt reflectante para corregir la aberración esférica en tiempo real durante el seguimiento. el movimiento de los cuerpos celestes para lograr una gran apertura y un gran campo de visión. Dos funciones

2. Tanto el espejo primario esférico como el reflector adoptan tecnología de empalme. -Fibras ópticas objetivas (hasta 4.000, mientras que los telescopios ordinarios sólo tienen 600). La tecnología espectroscópica supondrá un avance importante.

LAMOST ha elevado la magnitud límite de las galaxias en el censo a 20,5 m, aproximadamente. 2 veces mayor que el plan SDSS, y ha logrado un censo de 107 galaxias, un aumento de 1. Objetivos de observación de órdenes de magnitud

En 1932, Jansky K.G detectó emisiones de radio desde el centro de la Vía Láctea. Camino (en dirección a Sagitario), que marcó el primer paso de la humanidad más allá de la banda óptica tradicional.

Después del final de la Segunda Guerra Mundial, surgió la radioastronomía y los radiotelescopios. Un papel clave en el desarrollo de la radioastronomía, como los cuatro principales descubrimientos de la astronomía en la década de 1960, los quásares, los púlsares y la radiación de fondo de microondas molecular y cósmica se observan a través de radiotelescopios. sin excepción, marcó un hito para el desarrollo de la radioastronomía.

En 1946, la Universidad de Manchester en el Reino Unido construyó un radiotelescopio parabólico fijo con un diámetro de 66,5 metros, y en 1955, Se construyó el radiotelescopio parabólico giratorio más grande del mundo.

En la década de 1960, Estados Unidos construyó un radiotelescopio parabólico de 66,5 metros de diámetro en Arecibo, Puerto Rico. El radiotelescopio parabólico es fijo. en el suelo a lo largo de la ladera y no puede girar.

En 1962, Lyell inventó el radiotelescopio de apertura sintética. Por esta razón, ganó el Premio Nobel de Física en 1974. El radiotelescopio de apertura sintética logró el efecto de. una sola antena de gran apertura más múltiples estructuras de antenas más pequeñas. 1967 Broten et al. registraron las primeras franjas de interferencia

En la década de 1970, la República Federal de Alemania construyó una antena omnidireccional de 100 metros de diámetro. radiotelescopio parabólico cerca de Bonn, que es el radiotelescopio giratorio de antena única más grande del mundo.

Desde la década de 1980, la red europea VLBI (EVN), el americano VLBA Array y el japonés Space VLBI (VSOP) se han puesto en uso uno tras otro. Son representantes de la nueva generación de radiotelescopios. , con un rendimiento sobresaliente en términos de sensibilidad, resolución y banda de observación supera con creces a los telescopios anteriores.

Los dos radiotelescopios de 25 metros del Observatorio de Shanghai de la Academia de Ciencias de China y la Estación Astronómica de Urumqi participan como miembros de pleno derecho en el Programa de Observación Continua de la Rotación de la Tierra (CORE) en Estados Unidos y el Red de interferómetros de línea de base muy larga (EVN) en Europa. Se utilizan para la investigación de la rotación de la Tierra y la astrometría de alta precisión (CORE) y la investigación astrofísica (EVN), respectivamente.

Este método de observación de interferencias de línea de base larga mediante radiotelescopios en varios países ha logrado efectos que ningún país puede lograr utilizando solo grandes telescopios.

Además, el telescopio de antena única (GBT) de 100 m desarrollado por el Observatorio Astronómico Nacional (NARO) de Estados Unidos adopta un diseño óptico activo y sin blindaje (alimentación compensada). La antena se está instalando actualmente y podría entrar en funcionamiento en el año 2000.

La comunidad internacional desarrollará conjuntamente un conjunto de radiotelescopios de baja frecuencia (SKA) con un área de recepción de 1 kilómetro cuadrado. Este plan aumentará la sensibilidad de las observaciones de radio de baja frecuencia en aproximadamente dos órdenes de magnitud, y los países pertinentes están realizando varios estudios preliminares.

En términos de aumentar la cobertura de la banda de observación de radio, el Observatorio Astrofísico Smithsonian de Estados Unidos y el Instituto de Astronomía y Astrofísica de Taiwán están construyendo el primer conjunto de interferencia submilimétrica (SMA) en Hawái, que consta de ocho 6 It Consta de 100 metros de antenas, con un rango de frecuencia de funcionamiento de 190GHz a 85z, y se han instalado algunos equipos. El Millimeter Wave Array (MMA) de EE. UU. y el Great Southern Sky Array (LAS) de Europa se fusionarán en un nuevo programa de conjuntos de ondas milimétricas: ALMA. El proyecto incluirá 64 antenas de 12 m con una línea de base más larga de más de 10 km y un rango de frecuencia operativa de 70 a 950 GHz. Si la fusión tiene éxito, la construcción comenzará en 2001 y Japón también está considerando la posibilidad de participar en este proyecto.

En términos de mejorar la resolución angular de las observaciones de radio, la mayor parte de la nueva generación de equipos a gran escala considera soluciones de matriz de interferencia para mejorar aún más la resolución angular y la sensibilidad de las observaciones espaciales VLBI; Se propuso el proyecto VLBI espacial de generación: —Apertura de 25 m.

Creo que la finalización y el uso de estos dispositivos harán de la radioastronomía un método de investigación importante en astronomía y brindarán oportunidades impredecibles para el desarrollo de la astronomía.

Sabemos que existe una atmósfera espesa en la superficie de la tierra. Debido a la interacción entre varias partículas de la atmósfera terrestre y la radiación celeste (principalmente absorción y reflexión), la radiación celeste en la mayoría de las bandas no puede llegar al suelo. La gente llama vívidamente a la banda que puede llegar al suelo "ventana atmosférica", y hay tres de esas "ventanas".

Ventana óptica: Es la ventana más importante, con longitudes de onda entre 300-700 nanómetros, incluida la banda de luz visible (400-700 nanómetros). Los telescopios ópticos siempre han sido la principal herramienta para las observaciones astronómicas terrestres.

Ventana de infrarrojos: La banda de infrarrojos oscila entre 0,7 y 1000 micras. Dado que diferentes moléculas en la atmósfera terrestre absorben diferentes longitudes de onda infrarrojas, la situación en la banda de infrarrojos es más complicada. La investigación astronómica suele utilizar siete ventanas infrarrojas.

Ventana de radio: La banda de radio se refiere a ondas electromagnéticas con longitudes de onda superiores a 1 mm. La atmósfera también absorbe una pequeña cantidad de ondas de radio, pero la atmósfera es casi completamente transparente en el rango de 40 mm a 30 m. Generalmente llamamos al rango de 1 mm a 30 m ventana de radio.

La atmósfera es opaca a otras bandas, como la ultravioleta, los rayos X y los rayos gamma, y ​​las observaciones astronómicas en estas bandas sólo pueden lograrse después de unos días en los satélites.

Edite este telescopio infrarrojo

Las primeras observaciones infrarrojas se remontan a finales del siglo XVIII. Sin embargo, las observaciones infrarrojas terrestres se limitan a unas pocas ventanas del infrarrojo cercano debido a la absorción y dispersión de la atmósfera terrestre. Para obtener más información sobre la banda infrarroja, es necesaria la observación del infrarrojo espacial. La observación astronómica infrarroja moderna floreció en las décadas de 1960 y 1970, cuando se utilizaban para la observación telescopios o detectores infrarrojos transportados por globos y aviones de gran altitud.

El 23 de octubre de 1983 65438+, Estados Unidos, Reino Unido y Países Bajos lanzaron conjuntamente el primer satélite astronómico infrarrojo IRAS. Su cuerpo principal es un telescopio con un diámetro de 57 cm, que se dedica principalmente a trabajos de estudio del cielo. El éxito del IRAS ha promovido en gran medida el desarrollo de la astronomía infrarroja a todos los niveles. Hasta ahora, las fuentes de observación del IRAS siguen siendo un objetivo popular para la investigación de los astrónomos.

1995 165438+ fue lanzado el 17 de octubre por el Observatorio Espacial Infrarrojo (ISO) en cooperación con Europa, Estados Unidos y Japón y entró en la órbita predeterminada. El cuerpo del ISO es un telescopio R-C de 60 cm de diámetro. Su funcionalidad y rendimiento son mucho mejores que los de IRAS. Lleva cuatro instrumentos de observación, que realizan respectivamente imágenes, polarización, espectrometría, espectroscopia de rejilla, espectroscopia de interferencia F-P, fotometría y otras funciones. En comparación con IRAS, ISO tiene un rango de banda más amplio, desde el infrarrojo cercano hasta el infrarrojo lejano. Tiene mayor resolución espacial; mayor sensibilidad (aproximadamente 100 veces la de IRAS y más funciones);

La vida útil real de ISO es de 30 meses. Las observaciones de puntos fijos de objetivos (las observaciones IRAS son observaciones de estudios del cielo) pueden resolver los problemas planteados por los astrónomos de manera específica. Se predice que la investigación basada en datos ISO se convertirá en uno de los puntos calientes de la astronomía en los próximos años.

Los telescopios infrarrojos de gran escala desde el sistema solar hasta el universo tienen muchas similitudes o similitudes con los telescopios ópticos, por lo que se pueden hacer algunas modificaciones a los telescopios ópticos terrestres para que también puedan realizar observaciones infrarrojas. De esta manera, estos telescopios pueden realizar observaciones infrarrojas en noches de luna o durante el día, aprovechando al máximo la eficiencia de los equipos de observación.

Edita este párrafo del telescopio ultravioleta

La banda ultravioleta es el rango de frecuencia entre los rayos X y la luz visible, y la banda de observación es 3100 ~ 100 Angstroms. Las observaciones ultravioleta deberían realizarse a una altitud de 150 km para evitar la absorción por la capa de ozono y la atmósfera.

Las primeras observaciones ultravioleta se realizaron utilizando un globo que llevaba un telescopio. Posteriormente, el uso de tecnologías aeroespaciales como cohetes, transbordadores espaciales y satélites permitió un desarrollo real de la observación ultravioleta.

Las observaciones en la banda ultravioleta son de gran importancia en astrofísica. La banda ultravioleta es el rango de frecuencia entre los rayos X y la luz visible. Históricamente, la línea divisoria entre la luz ultravioleta y la luz visible era de 3900 Angstroms, y el criterio en ese momento era si se podía ver a simple vista. La banda de observación de la astronomía ultravioleta moderna es de 3100 ~ 100 Angstroms, que está relacionada con los rayos X, porque el límite de absorción de ondas electromagnéticas de la capa de ozono se encuentra aquí.

Estados Unidos lanzó el OAO-2 en 1968, y Europa lanzó posteriormente el TD-1A. Su misión es realizar un estudio exhaustivo de la radiación ultravioleta en el cielo. OAO-3 recibió el nombre de Copernicus y fue lanzado en 1972. Lleva un telescopio ultravioleta de 0,8 metros, que funciona normalmente desde hace 9 años y observa el espectro ultravioleta de los objetos celestes desde 950 angstroms hasta 3500 angstroms.

El Explorador Ultravioleta Internacional (IUE) se lanzó en 1978. Aunque el diámetro de su telescopio es menor que el de Copérnico, su sensibilidad de detección ha mejorado considerablemente. Los datos de observación del IUE se han convertido en un importante recurso de investigación en astrofísica.

1990 65438 + Del 2 al 11 de febrero, el transbordador espacial Columbia transportó el Observatorio Astro-1 y realizó la primera observación astronómica del espectro ultravioleta en el laboratorio espacial. A partir del 2 de marzo de 1995, el Observatorio Astro-2 completó 16 días de observaciones astronómicas ultravioleta.

De las 6:438 a las 9:92, la NASA lanzó un satélite de observación EUVE para observar el cielo en la banda ultravioleta extrema.

El satélite FUSE fue lanzado el 24 de junio de 1999. Es uno de los proyectos "Origin Project" de la NASA. Su misión es responder preguntas básicas sobre la evolución del universo en astronomía.

La astronomía ultravioleta es una parte importante de la astronomía de banda completa. En los 30 años transcurridos desde el lanzamiento de Copernicus, se han desarrollado varios satélites de detección en la banda ultravioleta, como EUV (ultravioleta extremo), FUV (ultravioleta extremo) y UV (ultravioleta), cubriendo todas las bandas ultravioleta.

Telescopio de rayos X:

El rango de longitud de onda de la radiación de rayos X es de 0,01 a 10 nm, de los cuales la longitud de onda más corta (mayor energía) se llama rayos X duros, y la longitud de onda más larga se llama rayos X blandos. Los rayos X emitidos por los cuerpos celestes no pueden llegar a la Tierra en absoluto, por lo que no fue hasta el lanzamiento de satélites terrestres artificiales en la década de 1960 que los astrónomos realizaron importantes observaciones y se desarrolló la astronomía de rayos X. Al principio, el objetivo principal era observar los rayos X del sol.

En junio de 1962, el equipo de investigación del MIT descubrió por primera vez una potente fuente de rayos X procedente de la constelación de Escorpio, llevando la astronomía de rayos X no solar a una fase de rápido desarrollo. En la década de 1970, se lanzaron con éxito los satélites 1 y 2 del Observatorio de Alta Energía y se realizó por primera vez el estudio del cielo en banda de rayos X, lo que hizo que la investigación de la observación de rayos X fuera un gran paso adelante y formó un auge de la observación de rayos X. Desde la década de 1980, muchos países han lanzado satélites para estudiar la banda de rayos X:

En abril de 1987, los detectores de rayos X desarrollados por Alemania, el Reino Unido, la antigua Unión Soviética y los Países Bajos fueron lanzados por Cohetes de la ex Unión Soviética enviados al espacio.

En 1987, se lanzó el satélite japonés de detección de rayos X GINGA.

En 1989, la antigua Unión Soviética lanzó un satélite experimental de astrofísica de alta energía, Granat, que transportaba el primero. Unión Soviética, Francia, 7 instrumentos de detección desarrollados por Bulgaria y Dinamarca. Sus principales tareas son la obtención de imágenes, la espectroscopia y la observación y seguimiento de fenómenos explosivos.

En junio de 1990, el satélite astronómico de rayos X Roentgen (ROSAT) entró en órbita terrestre y obtuvo una gran cantidad de datos de observación importantes para trabajos de investigación. Hasta el momento, las tareas de observación programadas prácticamente se han completado.

1990 En febrero de 1990, el transbordador espacial Columbia llevó al espacio el Telescopio Americano de Rayos X de Banda Ancha durante 9 días.

En febrero de 1993, el satélite japonés de detección de rayos X "Bird" fue puesto en órbita mediante un cohete.

En 1996, Estados Unidos lanzó el satélite de exploración de fotometría de rayos X ( XTE).

El 23 de julio de 1999, Estados Unidos lanzó con éxito un satélite utilizando el Equipo Avanzado de Astrofísica de Rayos X (CHANDRA), y se lanzará otro satélite en el año 2000.

Eurospace lanzó un satélite llamado XMM.

En el año 2000, Japón también lanzará un dispositivo de observación de rayos X.

Los proyectos y planes anteriores indican que los próximos años serán el clímax de la observación e investigación de rayos X.

Telescopio de rayos gamma;

Los rayos gamma tienen longitudes de onda más cortas y mayor energía que los rayos X duros. Debido a la absorción por la atmósfera terrestre, las observaciones astronómicas de los rayos gamma sólo pueden realizarse mediante instrumentos transportados por globos y satélites de gran altitud.

En 1991, el Observatorio Espacial Compton (rayos γ) (Compton GRO o CGRO) de Estados Unidos fue lanzado a la órbita terrestre por el transbordador espacial. Su misión principal es realizar el primer estudio del cielo en la banda gamma. También realiza imágenes de alta sensibilidad y alta resolución de fuertes fuentes de rayos gamma cósmicos, mediciones del espectro de energía y mediciones de variación de la luz, y ha logrado muchos. resultados de gran valor científico.

CGRO está equipado con cuatro instrumentos que son un orden de magnitud más grandes y más potentes que los equipos de detección anteriores. El desarrollo exitoso de estos instrumentos ha traído cambios profundos a la investigación de la astrofísica de altas energías y también marca que la astronomía de rayos γ ha entrado gradualmente en una etapa de madurez. Los cuatro instrumentos que lleva CGRO son: Experimento de fuente transitoria y de ráfagas (BATSE), Experimento de espectrómetro de centelleo de orientación variable (OSSE), Telescopio de imágenes (COMPTEL) que opera en el rango de 1 Mev ~ 30 Mev y que opera en el rango de telescopio de imágenes de 1 Mev ~ 30 Mev. (COMPTEL).

Inspiradas por el éxito del Observatorio Espacial Compton, las instituciones de investigación científica europeas y americanas han desarrollado un nuevo proyecto de telescopio de rayos gamma: INTEGRAL, que será enviado al espacio en 2001. Su lanzamiento constituirá la base para el Observatorio Espacial Compton, que sentó las bases para futuros desarrollos en la astronomía de rayos gamma.

Sabemos que la atmósfera terrestre absorbe fuertemente las ondas electromagnéticas, y en la Tierra sólo se pueden observar radio, luz visible y algunas bandas infrarrojas. Con el desarrollo de la tecnología espacial, las observaciones fuera de la atmósfera se han hecho posibles, por lo que existen telescopios espaciales que pueden observar fuera de la atmósfera. En comparación con los equipos de observación terrestre, los equipos de observación espacial tienen grandes ventajas: tomando como ejemplo los telescopios ópticos, la banda de longitud de onda que el telescopio puede recibir es mucho más amplia y las ondas cortas pueden extenderse incluso hasta los 100 nanómetros. Sin fluctuaciones atmosféricas, la resolución se puede mejorar enormemente y, como no hay gravedad en el espacio, el instrumento no se deformará debido a su propio peso. Las observaciones del telescopio ultravioleta, el telescopio de rayos X, el telescopio de rayos gamma y algunos telescopios infrarrojos mencionados anteriormente se llevan a cabo fuera de la atmósfera terrestre y también son telescopios espaciales.

Telescopio Espacial Hubble;

Este es el primero de cuatro observatorios espaciales gigantes construidos bajo los auspicios de la NASA, y también es el proyecto de observación astronómica más grande, caro y popular. . Fue construido en 1978, diseñado para siete años, terminado en 1989 y lanzado por el transbordador espacial el 25 de abril de 1990, con un coste de 3.000 millones de dólares. Sin embargo, debido a una aberración esférica en el sistema óptico del espejo principal causada por factores humanos, el 2 de febrero de 1993 65438 se tuvieron que realizar trabajos de reparación a gran escala. El éxito de la reparación permitió que el rendimiento del HST cumpliera o superara los objetivos del diseño original. Los resultados de las observaciones muestran que su resolución es decenas de veces mayor que la de los grandes telescopios terrestres.

Cuando se lanzó por primera vez el HST, llevaba cinco instrumentos científicos: cámara planetaria/gran angular, cámara de objetos tenues, espectrómetro de objetos tenues, espectrómetro de alta resolución y fotómetro de alta velocidad.

Durante el proceso de mantenimiento en 1997, se instalaron instrumentos de segunda generación para el HST, incluido un espectrógrafo de imágenes de un telescopio espacial, una cámara de infrarrojo cercano y un espectrógrafo de objetos múltiples, ampliando el rango de observación del HST al cercano -infrarrojos y mejorando la eficiencia de la espectroscopia UV.

El mantenimiento en febrero de 1999 reemplazó el giroscopio y la nueva computadora del HST, e instaló un instrumento de tercera generación: la Cámara Censal Avanzada, que mejorará la sensibilidad y el mapeo del HST en el ultravioleta-óptico. -Rendimiento en infrarrojo cercano.

HST tiene un impacto muy importante en el desarrollo de la astronomía internacional.

Telescopios espaciales a principios del siglo XXI:

El Gran Telescopio Espacial de Próxima Generación (NGST) y la Misión de Interferometría Espacial (SIM) son programas Origin de la NASA Un proyecto clave para explorar los primeros Las galaxias y los cúmulos de estrellas se formaron en el universo primitivo. Entre ellos, NGST es un telescopio de gran apertura refrigerado pasivamente con un diámetro de 4 a 8 metros. Es un proyecto de seguimiento del HST y SIRTF (Telescopio Espacial Infrarrojo). Sus poderosas capacidades de observación se reflejan especialmente en los aspectos de la óptica, los grandes campos de visión del infrarrojo cercano y del infrarrojo medio y la topografía y cartografía con difracción limitada. El SIM que opera en órbita terrestre baja utiliza el esquema de interferencia de Michael para proporcionar mediciones precisas de posicionamiento absoluto de estrellas con una precisión de milisegundos de arco, y puede usarse con fines científicos, como la búsqueda de otros planetas, debido a su capacidad para sintetizar mapas y producir imágenes de alta resolución.

El "Interferómetro astrométrico de todo el cielo para astrofísica" (GAIA) llevará a cabo un estudio exhaustivo y exhaustivo de la estructura geométrica general y la cinemática de la Vía Láctea y, sobre esta base, abrirá un amplio campo de la astrofísica. investigación. Gaia utiliza el esquema de interferencia de Fizeau con un campo de visión de 1. Las misiones de Gaia y SIM son en gran medida complementarias.