天文光学观测仪器系统

第一节　天文光学观测仪器系统

天文光学观测仪器系统主要由望远镜、辐射分析器、辐射探测器和计算机四部分组成（图3.1.1）。

图3.1.1　天文光学观测的仪器系统

望远镜的主要作用是收集天体的电磁辐射信息，并使之成像；辐射分析器的功能是对进入望远镜的电磁辐射信息进行分析处理，如进行分光或偏光分析，使人们能够获取所需要的信息；摄谱仪、干涉仪、偏振元件、滤光片等都是常用的辐射分析器。辐射探测器的作用是接受辐射分析器处理后的信息并以一定的方式记录下来，如照相底片、光电倍增管、CCD（电荷耦合器件）等。计算机的作用，一方面是发送控制信号指挥望远镜和分析器正常工作，另一方面是对探测器接收的电磁辐射信息进行实时处理，从而得到所需的观测结果。

一、天文光学望远镜的结构

天文光学望远镜一般由光学系统和机械装置两大部分组成（图3.1.2）。天文爱好者常使用小型双筒望远镜，它价格便宜但精度较低。

1.物镜的遮光筒；2.镜筒固定装置；3.转仪钟；4.寻星镜；5.目镜；6.时角盘的固定钮；7.平衡锤；8.支架

图3.1.2　小型天文光学望远镜的外观和组成

（口径10厘米，折射望远镜）

1．望远镜的光学部分

望远镜光学部分的主要构件是物镜和目镜。物镜是最核心的器件，它的作用是收集天体发来的光线，并使遥远的天体成像。由于它起着聚集光量的作用，显示着望远镜探测天体的能力，因此它的光学性能的好坏对天体观测的效果至关重要。物镜的口径越大，收集星光的本领越强。目镜的作用是把物镜收集到的天体像放大并利于观测。

2．望远镜的机械装置

望远镜的机械装置除了对镜筒起支撑作用的支架、平衡锤等部件外，最重要的是跟踪系统，它的作用是以地球自转的反方向带动望远镜运转，以保持镜头能始终对准被观测的天体，因此它必须满足望远镜有一定的指向精度和跟踪精度。现代的望远镜其操纵和跟踪装置都由计算机软件来控制。天文爱好者使用的小型望远镜最好也要有跟踪装置，即转仪钟。

二、天文光学望远镜的类型

天文观测中有不同类型的望远镜：物镜是透镜的叫折射望远镜；物镜是反射镜的叫反射望远镜；在反射镜前面加一块改正透镜则构成折反射望远镜等。

1．折射望远镜

伽利略制作的第一台天文望远镜就是折射望远镜，它的物镜是一块凸透镜，其光路图如图3.1.3所示。后来的折射望远镜物镜多采用复合透镜，即由两块以上的透镜组成，以消除色差和球差。折射望远镜光力（物镜的口径d与焦距f之比）较小，镜筒长，适合于测定恒星的位置、运动等及作导星系统用。由于大口径的光学玻璃易受温度、压力影响而变形，而且玻璃对紫外光吸收很强，因此，目前在设计下一代望远镜时已不再考虑折射望远镜系统了。

图3.1.3　折射望远镜光路图

2．反射望远镜

第一架反射望远镜是由牛顿发明制造的，其光路图如图3.1.4（b）所示。反射望远镜的物镜是反射镜，为了消除像差，一般做成抛物面或双曲面镜。与折射望远镜相比，反射望远镜的优点是没有色差，且可以使用大口径的玻璃材料，也可以采用多镜面拼镶技术；镜面镀铝或镀银后，对紫外到红外波段的辐射都具有良好的反射率，所以目前发展和设计的新型大望远镜都是反射望远镜系统。

反射望远镜可以工作在不同的焦点，从而具有不同的形式和特点（图3.1.4）。

①主焦点系统［图3.1.4（a）］：在物镜的主焦点工作。由于光只经过一次反射，能量损失小，故可观测暗弱的天体；但因工作点处于光路之中，要求探测器等终端设备重量和体积要小。

②牛顿焦点系统［图3.1.4（b）］：在物镜外附加了一个平面反射镜将主镜的焦点折出镜外，以利观测。但因多了一个反射镜面，光损失较大，目前已很少使用。

③卡塞格林焦点系统［图3.1.4（c）］：利用主镜（抛物面镜）和副镜（凸的双曲面镜），光经两次反射后从主镜中央的小孔穿出后成像，由于工作点在光路之外，可以方便地安装各类探测器等终端设备。

R-C系统是卡塞格林系统的改进型，其主镜、副镜分别为凹、凸的旋转双曲面镜；有较好的像质和较大的视场。

④折轴焦点系统［图3.1.4（d）］：物镜出射的光束通过一平面镜反射到极轴方向，因为天体绕极轴做周日视动，所以在望远镜跟踪天体转动时可在空间固定处获得天体的像；它可方便地在其后附加大型的终端设备，如大型摄谱仪等。

（a）主焦点；（b）牛顿焦点；（c）卡塞格林焦点；（d）折轴焦点

图3.1.4　反射望远镜的不同焦点

3．折反射望远镜

德国光学专家施密特等研制了折反射望远镜，图3.1.5给出了施密特折反射望远镜的光路图。它的特点是：物镜由两个镜片组成，主镜为球面反射镜，在主镜前2倍焦距处还有一块改正镜，入射光线先通过改正镜再到达反射镜，以改正反射镜的像差。它具有视场大、光力强的特点，适合于观测彗星、星系、弥漫星云等延伸天体，并可进行巡天观测。世界上最大的施密特望远镜架设在德国史瓦西天文台，口径为1340/2000（改正镜/主镜；毫米）。我国北京天文台的600/900施密特系统的视场大，所以多用于天文上特殊天体的巡天工作。

图3.1.5　施密特折反射望远镜光路图

施密特—卡塞格林望远镜是一种施密特系统与卡塞格林系统相结合的新型系统，其特点是施密特改正透镜里面中心区镀铝作为副镜用，会聚的光束通过主镜中心孔成像于主镜后的焦面。

评价望远镜的好坏首先要看其光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学望远镜的光学性能指标主要有六个参量，即望远镜有效口径、相对口径（光力）、视场、目视望远镜的放大率（照相望远镜为底片比例尺）、贯穿本领（能观测的极限星等）和分辨本领。

三、天文辐射探测器

天文辐射探测器是天文观测系统的终端设备，它的功能是直接或通过望远镜接收来自天体的电磁辐射信息。人眼就是天然的辐射探测器；照相底片、光电倍增管、电荷耦合器件（CCD）等都是天文学家常用的辐射探测器。

1．辐射探测器的性能指标

评价一个探测器的好坏主要有四个参量：

（1）灵敏度：表征探测器接受辐射信息的灵敏程度，定义为输出信号和输入信号之比。

（2）量子效率（QE）：探测器所能记录的光子数与同样条件下一个理想探测器所能记录的光子数之比，以百分数表示；它是表征探测器潜在灵敏度的一个通用指标。

（3）可探量子效率（DQE）：考虑到接受系统中所有被探测光子的损失和系统各级的量子效率，用输入信号和输出信号的信噪比来表示，即

式中：S为信号，N为噪音。DQE反映了信号通过探测器后损失或变坏的程度，通常也用百分数表示，DQE值越小，表明信号的损失越大。

（4）空间分辨率：探测器能分辨信号位置的最小单元尺寸；它能分开的两条邻近线的间隔越小，空间分辨率越高。

2．照片底片

天体照相观测在天文观测中起过重要的作用，现代由于先进电子探测器件的广泛应用，有逐渐被CCD替代之势，但是由于它可以包容巨大的信息容量，因而在大视场的天文观测方面仍有其优越性和价值。如里克天文台的双筒天体照相仪有世界上最大的底片，其尺寸是500毫米×500毫米，一张底片可以拍摄到成千上万颗星。

（1）照相底片的探测原理：照相底片是利用光化效应进行探测。照相底片表面涂有能感光的乳胶层，其光敏元素是银的卤化物，如AgBr。当光信号作用于照相底片后，底片上的卤化物分子吸收光子形成潜像中心；显影和定影后潜像中心呈现为黑颗粒。单位面积内黑颗粒的数目取决于天体的亮度，即像的黑度（也称底片密度）反映了所吸收的光量。

照相底片的最大缺点是，底片上像的黑度不总是随着光信号亮度的增强而线性增强，这从底片特性曲线上可明显看出。在天文观测中，常常需要对照相底片定标，即求出底片特性曲线。天文摄影中要依据观测天体的不同特点如大小、明暗等，来选取不同灵敏度和适当的分光响应的底片。

（2）天体摄影：天体摄影应根据天体的不同特点选取不同的照相方法与相应的器材。下面介绍几种天文爱好者常使用的方法。

①直接照相和通过望远镜照相：

直接照相：不用望远镜，直接用照相机对天体进行照相。这是最简便易行的照相方法，只要有照相机和三脚架就可进行拍摄。如对流星、彗星等均可采用这种照相方法。

通过望远镜照相：通过接口将照相机或其底片盒与望远镜相连，便可通过望远镜进行天体摄影；可采用拍摄焦面像和投影像两种方法。

②固定摄影和跟踪摄影：

固定摄影：拍摄时相机镜头始终不动，称为固定摄影。显然，当单独使用照相机直接照相时，即为固定摄影。

跟踪摄影：将相机固定在望远镜的跟踪装置上，使相机跟踪天体的周日视动，称为跟踪摄影。显然，当通过带有跟踪装置（如转仪钟）的望远镜照相时，即可进行跟踪摄影。

③焦面像与投影像的拍摄（图3.1.6）：

焦面像的拍摄：将照相机的底片盒置于望远镜物镜的焦平面上进行拍摄，即可得到天体的焦面像。

投影像的拍摄：在望远镜目镜后面成像处加一照相机底片盒（去掉照相机的镜头）进行拍摄，即可得到天体的投影像。它是对天体放大了的二次成像，因此这种方法也叫做放大摄影。

d为焦面像（一次成像，倒像）；s为投影像（二次成像，正像）；f₁为物镜焦距；f₂为目镜焦距；x为目镜的聚焦度，即目镜前焦点与焦面像的距离

图3.1.6　焦面像与投影像

对于太阳、月亮等亮天体，适于拍摄投影像；而对于恒星及星系等暗弱天体，则适于拍摄焦面像。

3．光电倍增管

光电倍增管是利用金属或半导体的光电发射效应制作的、具有很高内部增益的光敏器件，常用以测定暗弱天体的亮度。

（1）光电倍增管的工作原理

光电倍增管的结构如图3.1.7所示。它是一个真空封闭管，管内由三种电极构成：涂有光电发射材料的阴极，一系列倍增电极以及最终收集电子的阳极。阴极接受光照后出射电子到倍增电极；倍增电极上涂有二次电子发射材料，当它接收到一个光电子轰击时能产生多个二次电子，由于有多个倍增极且每个倍增极之间施有一定电位差用以加速二次电子，故逐次增殖可产生愈来愈多的光电子，最终可形成一个包含10⁶或更多光电子的脉冲信号并到达阳极。所以光电倍增管具有很高的内部增益G，它的定义为：

G=A·Vⁿ

式中，A为常数，它取决于光电倍增管的材料、结构等因素；V为倍增管的阴极电压（伏特）；n为倍增管倍增极的数目。

（2）光电倍增管可以有两种信号读出方式

一种是脉冲计数，即光子数读出方式；另一种是记录平均光电流。光子脉冲数与平均光电流均与入射的光辐射强度成正比。利用光电倍增管的观点光度计，可对天体进行光电测光观测。

图3.1.7　光电倍增管的结构与原理示意图

（3）光电倍增管的性能指标

光电倍增管的性能主要取决于光电阴极材料，也与倍增电极二次电子发射的放大特性及其他因素有关。其主要性能指标为：

①放大倍率：输出光电流与入射光子流之比；一般可达10⁵以上；但它不是常数，还与阴极电压有关。

②分光灵敏度：不同阴极材料的光电倍增管对不同波长的光灵敏度不同，称为分光灵敏度或光谱响应。根据观测目的和观光系统的需要，可选用不同光谱响应的光电倍增管。

③响应线性：只有当光辐射在一定能量范围内时光电倍增管才是线性原件，即输出电流与入射光子流呈线性关系；辐射流过大时光电倍增管将偏离线性特征。

④阴极的量子效率：光电倍增管的量子效率比照相底片高，峰值可达30％。

⑤暗流：光电倍增管加上工作电压后，即使在没有光照的情况下其电流值也不为零，称为暗流，它主要来源于管内的热电子发射或漏电电流等。为了减少暗流，常将光电倍增管冷却到-20℃～-30℃。

⑥噪声：光电倍增管的输出噪声主要来自光信号噪声、暗流噪声和热噪声等，它用信噪比来定量描述。

（4）电荷耦合器件（CCD）

电荷耦合器件（CCD）是20世纪60年代中期以来出现的最引人注目的辐射探测器，它兼具照相底片和光电倍增管的优点，在现代天文观测中得到越来越广泛的应用，已成为天文光谱和成像观测的主要接收器材，它的发展正方兴未艾。

CCD成像的基本原理：CCD成像的基本原理与照相底片类似，也可以得到天体的像，不过它得到的是一个电子潜像，而不是乳胶颗粒的光化学潜像。它的基本原理是，将一种称为电荷贮存电容器的光敏元件，以面阵的形式集合在一起，组成二维分布的集成器件（图3.1.8），用以同时摄取对象的各个像元（也称像素）的光信息，并将它们转化为电信号，经过读出和放大，使我们获得具有空间二维分辨率的天体像或它们的光谱。

图3.1.8　CCD的面阵及像元

①用于天文观测的CCD系统

由于CCD具有量子效率高、噪声低、动态范围宽和线性度好等一系列优点，可以观测很暗弱的天体，特别是能对星系、星云等延伸天体成像，并能进行实时的图像处理，所以在现代天文观测中的作用越来越大。虽然它目前还不能完全取代大视场的照相底片，但已可制造2048×2048像素的CCD，拼接的CCD可达4096×4096像素。

CCD成像系统与普通照相仪光学结构相同，只是在焦面上用CCD取代了照相底片。图3.1.9给出了CCD天文观测系统的框图，可见它必须与计算机系统联机，并具有复杂的软件环境，用以控制CCD的工作程序和每幅CCD图像的读出与存储。

图3.1.9　CCD天文观测系统框图

②工作过程

将CCD放在望远镜的焦平面上接收信号，根据观测对象的亮度选取合适的积分时间（即累积曝光或露光时间，从几秒到几小时等）；积分结束后计算机启动驱动电路产生相应的脉冲，使CCD的模拟信号输出；每一个像素所产生的信号经过放大和消除部分噪声后送入模数转换器转换成数字信号，再经过接口送入计算机内存（磁盘、磁带或光盘）；也可将图像拷贝下来予以保存；另有终端设备供人机对话。系统中还有一路数模转换系统，将数字信号变回模拟信号，供实时系统进行监测和对望远镜调焦等使用。整个系统工作中所需电源以及CCD和模数转换所需的脉冲，由工作和控制电路控制。

CCD只是用于将望远镜焦平面上的光信号转换为电信号，至于是观测月面、行星，还是用于寻彗或观测星系、星云，这主要取决于望远镜的光学性能，特别是它的口径和光学质量。CCD原则上可适用于观测一切天体目标，如用小口径的望远镜（如150毫米）附加CCD对月球和木星的实际观测，都是比较成功的。若有口径40～600毫米的望远镜，就可利用CCD拍摄到河外星系乃至特别受到关注的活动星系。