天文仪器和方法(卷名：天文学)
astronomical instrument and method
天文学研究的对象是天体，而绝大部分天体人们直接接触不到，只能通过它们的辐射进行研究。从这一基本特点出发，人们不断创造出各种天文仪器和观测方法。
简史 在古代，人们就已经创造了一些天文仪器，如中国的浑仪（见浑仪和浑象）、简仪，外国的黄道经纬仪等。人们用肉眼通过这些仪器来观测天体的位置和视运动。人眼瞳孔最大直径只有8毫米，收集到天体的辐射不多，因此人眼只能见到为数不多的亮天体；同时，人眼的分辨本领不大，即使对太阳系中几个明亮的行星，也无法分辨出它们的视圆面。1609年，伽利略制成的第一架天文望远镜(见彩图)，是近代天文仪器的开端。使用望远镜观测天体，是天文观测手段的一次大变革。十九世纪中叶，照相术、分光术、测光术应用到天文学中来，相应地产生了一系列新的天文仪器，这是天文观测手段的第二次大变革。这次变革产生了一门研究天体的物理性质、化学组成等的新学科──天体物理学。二十世纪以来，光电和光电成像等新技术的发展，电子计算机和自动控制技术的广泛使用，使天文观测的精度、效率和探测暗弱天体的能力进一步提高；而射电技术和空间技术的相继崛起，使天文学进入了全波段天文学的时代，这是天文观测手段的又一次大变革。至今，这个变革仍在日新月异地发展着。
任务 收集天体辐射和提高探测器灵敏度 天体本身的辐射是不能用人为方法加强的。为了观测遥远而暗弱的天体，首先必须用望远镜收集大量的天体辐射。望远镜能收集比瞳孔直径大得多的光束，还能形成天体的实像，用底片记录下来。通过望远镜，观测到许多前所未见的天文现象，使人类认识宇宙的深度和广度都大为扩展。三百多年来，望远镜的口径越做越大。1948年，美国制成口径5米的反射望远镜。1975年，苏联制成口径6米的反射望远镜。这样大的反射镜面，其形状要达到和保持在约 1/8波长的精度。望远镜还要以几分之一角秒的精度跟踪天体，这是相当复杂而艰巨的工程。近年来，为了研究诸如恒星周围的行星、河外星系中的单颗恒星、证认类星射电源和探讨遥远星系的红移等天文学的前沿课题，正酝酿建造口径相当于25米级的巨型光学望远镜。另一方面是提高辐射探测器的灵敏度。在照相术出现以前，人们只能用眼睛来接受天体的辐射。近百年来，天文底片成为天文观测中最常用的探测器之一。它具有累积的特性，所以在较长的曝光时间里能拍摄到人眼看不见的暗弱天体；同时底片还能记录整个视场中的所有天象。由于光电技术的发展，二十世纪出现了多种高灵敏度的探测器，首先是光电管和由它发展成的光电倍增管。它们把接收到的辐射极快地转换为便于读数的电流信号，并具有很高的灵敏度和线性响应，这就大大提高了辐射强度的测量精度。光电成像器件，如像增强器，通过电子束的再成像，其亮度可比原像增加数万甚至数十万倍，用来进行暗弱天体的照相和分光观测。由微型硅光电二极管排列成的一维和二维二极管阵，能同时把图像上各点的辐射强度转换为大量的数字信息，不仅便于记录，而且还可输入电子计算机作实时处理，是一种很有前途的探测器。光电探测器具有高灵敏度和其他优异性能，已在许多工作中取代了照相底片。
提高分辨本领 为了取得清晰的天体像，研究天体的细节，仪器必须有高的分辨本领。但这要受到很多因素的限制。首先，由于衍射，物点不能成为一个像点，而是一个圆面，在点的周围环绕着一些越来越暗的环。这种圆面称为衍射斑。它的角直径和物镜的口径成反比，物镜口径越大，衍射斑越小，分辨本领就越高。这也是望远镜口径越做越大的一个原因。另外，采用多孔径干涉的办法，也是提高分辨本领的一个重要途径。
对于地面观测来说，影响分辨本领的另一个重要因素是地球大气歪曲了入射波面的形状。由于大气湍动，被歪曲的波面在不断地变化着，使观测到的星像模糊而又跳动。为了减小和消除这种影响，需要选择天文宁静度特别好的地方建造天文台。发展中的斑点干涉测量和主动光学等技术，能在一定程度上消除大气的影响。
此外，影响望远镜成像质量的各种误差（如像差、加工误差）、探测器的分辨率(如底片的颗粒性)等，也都限制了观测的分辨本领。如果对天体图像作大气湍动、仪器误差衍射斑的改正，有可能获得清晰的图像。
扩展观测波段 可见光辐射只是天体辐射波谱中很狭的一段。1931～1932年央斯基接收到来自天体的无线电波，从此开创了观测天体射电辐射的新时代。射电望远镜的天线类似光学上的反射望远镜，常采用卡塞格林系统。无线电波的波长比可见光长得多，天线的口径必须比工作波长大得多才有意义；另一方面，对天线表面形状的精度要求仍然是工作波长的 1/8左右。因此，它的允许误差比光学望远镜大得多，这使射电望远镜的口径能做得比光学望远镜大得多。实际上射电望远镜天线的口径常为几米到几十米。1973年，德意志联邦共和国建成口径 100米的可跟踪抛物面天线，它可以工作到厘米波段，在跟踪天体过程中，天线允许改变形状，但保持与抛物面形状的偏差不超过毫米量级。尽管天线的允许误差比光学望远镜大得多，但建造这样大的可跟踪天线，在技术上的困难并不亚于建造大型光学望远镜。
衍射斑的大小与波长成正比，所以同样孔径的射电望远镜，其分辨本领比光学望远镜低得多。除增大孔径外，提高射电望远镜分辨本领的更有效的方法是采用两束波或多束波的干涉。基线越长，分辨本领越高。目前，甚长基线干涉仪的天线相距达到几千公里，对致密射电源的定位精度约可达千分之几角秒。近年来为观测射电源的精细结构，研制了综合孔径射电望远镜。
射电天文仪器的不断改进，使射电天文学取得重大的成就。近四十年来天文学上最突出的观测成果，大部分都是射电天文取得的。
第二次世界大战后，高灵敏度的硫化铅光电导探测器和其他红外探测器的出现，促进了红外观测的蓬勃发展，为了降低噪声，探测器普遍采取了致冷措施。用于收集红外辐射的望远镜同收集可见光的反射望远镜相似，但为了降低噪声，常采取使用小的副镜、去掉遮光罩、进行镜面镀银或金等措施。为了在很强的背景辐射中检测出微弱的信号，必须采用特殊的红外调制技术。不过由于大气吸收，地面观测只能通过很少的几个红外“窗口”进行。
从四十年代起，人们利用高空气球和火箭进行天文观测，特别是从六十年代起利用人造卫星和各种空间探测器，在地球大气外进行全波段的天文观测。在红外波段和紫外波段，也采用与可见光类似的反射望远镜。对于X射线、γ射线的探测，主要是应用核物理技术中的各种探测器。空间观测不仅大大扩展了观测的波段，而且克服了地面观测中大气的各种不良影响，因此，即使将光学望远镜发送到空间去，进行可见光波段的观测，也是很有意义的。
空间观测虽然历史很短，却已取得许多重要成果。但空间仪器在重量、观测时间和经费等方面都受到限制，因而在可以预期的时间内，并不能完全取代地面观测仪器，而且要求有高水平的地面观测仪器配合工作。
分类 用望远镜收集天体辐射的目的，在于测量天体辐射的方向（位置和运动）、辐射强度、辐射的偏振特性等。根据研究目的不同，天文仪器和方法大体上分为两大类。
天体测量仪器和方法 一般天体测量仪器是测定天体（包括人造天体）的位置、自行、视差以及确定观测站的地面位置。高精度的光学天体测量仪器的基本特点是：观测处于特殊位置的天体和应用特殊的仪器结构。例如，专用于观测子午圈天体的子午环和中星仪，前者并附有一个精密的度盘，用于天体位置的绝对测定。专用于观测一定高度圈上天体的棱镜等高仪、光电等高仪，利用棱镜棱角的稳定性和水银地平达到高精度的观测结果。专用于观测天顶区天体的照相天顶筒，利用水银地平和精确旋转 180°的办法达到高精度的观测结果。为了精确地测量大量天体的位置，用望远镜拍摄各天区的照片，利用位置已经过精密测定的天体，测量计算出其他天体的位置。人造卫星摄影机能拍摄各瞬间人造卫星相对于恒星位置的照片，并归算出人造卫星的位置。天体测量的仪器和方法随着新技术的发展而不断发生变化。由于激光技术的发展，利用激光对人造卫星和月球的测距精度已达到几十厘米级以至几厘米级。甚长基线干涉仪测量射电源位置的精度已达千分之几角秒。由于大气反常折射的影响，地面光学天体测量仪器的精度已接近极限，因此在人造卫星上进行空间天体测量，看来是天体测量仪器和方法发展的方向之一。
天体物理仪器和方法 主要用于对天体进行测光、分光和偏振测量。
对波段稍宽的辐射测量，称为天体光度测量，所用仪器称为光度计。光度测量可得到天体的视星等和色指数。由天体的已知视星等和距离，就可得知天体的绝对星等（见星等）；由色指数可换算出天体表面的色温度。由绝对星等和色指数可定出恒星在赫罗图上的位置。分析恒星色指数之差（色余）可得知星际物质的分布。天体辐射强度的迅速变化，反映天体上发生的许多特异现象，如食双星等的掩食，造父变星等的脉动，新星与超新星等的爆发，耀星的活动和脉冲星的高速自转等。这些都是天体物理学研究的重点。现已制成测量精度不低于 0.001星等的光电光度计。而快速光电光度计的时间常数已短到几十毫秒。观测的极限星等已达25等。
天体分光光度测量是为了研究天体辐射强度随波长的变化。在望远镜的终端加上分光仪即可进行此种研究。用于获得恒星和星云等天体的光谱的仪器有：恒星摄谱仪、物端棱镜、无缝摄谱仪、星云摄谱仪等。用于获得太阳光谱的仪器有太阳摄谱仪等。由于光栅刻制技术的进步，现代可见光分光仪器中的色散元件基本上都是光栅。光栅的宽度已能做得大到60厘米。对于 X射线，因其波长极短，采用晶体衍射光栅作色散元件。在红外分光中，现在常用傅里叶变换分光仪，它记录的是干涉仪光程差变化时干涉强度的变化，通过傅里叶变换的计算而获得光谱。这种分光仪目前还应用于可见光区的太阳观测。天体光谱的研究分为两个方面：一是以测定波长为基础的光谱分析，包括证认产生天体谱线的元素、对恒星光谱进行分类以及测定视向速度和偏振子线等；一是分光光度测量，包括测量天体的谱线轮廓和连续光谱的能量分布。这些测量可以确定天体表面的化学成分（包括所含元素和它们的相对含量）、温度、压力、自转、磁场等。
射电望远镜的接收机一般只能接收、传输和放大一定频率范围的射电信号，其频率宽度很窄，相当于光学中的单色光。因此，测量射电辐射强度的射电辐射计，相当于单色的光度计。射电频谱仪或射电天文谱线接收机可测量射电源的频谱和射电谱线。应用这些仪器已经观测到星际中性氢的谱线和羟基分子等许多种星际分子的谱线，与光学观测结果互相补充，对研究银河系结构和星际物质的性质有很重要的意义。
对于X射线和γ射线，利用专门的仪器（如多通道脉冲幅度分析器和火花室）可获得相当于光谱的 X射线能谱和γ射线能谱。它们是研究这些辐射产生机制的观测依据。
天体物理研究的另一个重要方法是观测天体的偏振，即电磁波电矢量（或磁矢量）的振动方向的取向。固体表面反射，微粒、分子和自由电子散射，磁场的作用，同步加速辐射，逆康普顿散射，轫致辐射等都具有偏振特性，所以偏振测量能揭示关于辐射源的许多性质。光学波段的偏振测量方法，类似光度测量，但必须用偏振光分析器和检偏振器，它们和光度计结合构成偏振光度计。测量射电辐射偏振的仪器称为射电偏振计。
根据研究对象来分，天体物理仪器可分为恒星仪器、太阳仪器等，它们都具有各自的特点。如大望远镜主要是用于研究恒星、星系的。在太阳仪器方面，由于太阳辐射很强，常用高色散的分光仪获得太阳的高色散光谱，还用窄带滤光器（如双折射滤光器）构成色球望远镜，以获得太阳单色像。
当前，无论是天体测量还是天体物理的仪器和方法，都广泛采用电子计算机和自动控制技术，这不仅大大提高了观测效率，也带来一系列的质的变化。例如，太阳多通道磁像仪测量所得的信号经电子计算机处理，能接近实时地显示出磁场强度（见太阳光电磁像仪）；综合孔径射电望远镜和傅里叶变换分光仪，不是直接记录天体的图像和光谱，而是测量与之相关的另一函数，然后通过电子计算机运算处理，求得所需的图像和光谱。用光电导星装置或电子计算机控制大型望远镜，大大提高了它的跟踪精度。在大型光学望远镜中，用电子计算机控制的地平式装置，有取代赤道式装置的趋势。
参考书目
G. P. Kuiper ed.， Telescopes， Univ. of Chicago Press， Chicago，1960.
W. A. Hiltner， Astronomical Techniques， Univ. of Chicago Press， Chicago， 1962.
L. Marton ed.， Methods of Experimental Physics，Vol.12 ，Part A， Academic Press， New York，1974.