電子望遠鏡簡介

電子望遠鏡簡介

此儀器為測量輻射帶電子分布，估計空間電子對衛(wèi)星儀器設備的損傷效應而研制。

儀器分三個能擋，E_ei≥0.25MeV，E_e3≥0.5MeV，E_e3≥0.8MeV。探頭部分采用三塊貫穿式金硅面壘型半導體 探測器構成望遠鏡式結構，具有高的分辨率，噪聲低，線性響應好等特性，能夠將電子信號和其他帶電粒子 ( 如 質子、a 粒子等 ) 產生的干擾信號可靠地區(qū)別開來。

儀器經(jīng)過校準、環(huán)境實驗以及在衛(wèi)星上實際使用，性能可靠，達到了設計要求，取得了一系列實驗數(shù)據(jù)。

電子望遠鏡設計思想

為了測量電子的角分布，探頭部分就必須有很小的張角，電路部分必須有快速的響應時間。但太小的張角， 將會帶來很大的統(tǒng)計漲落；張角太大，又測不出空間角分布。綜合考慮，儀器取全張角為20^。，幾何因子約為0.008c m²·sr。

儀器各擋的末級，采用對數(shù)計數(shù)率儀輸出，因此響應時間問題十分重要。由于半導體探頭靈敏面積所限，儀器張角過小，致使幾何因子太小，末級的計數(shù)率很低，尤其是對于第三擋輸出?？焖俚捻憫獣r間，將會給輸出電壓帶來很大的統(tǒng)計漲落。折衷結果，取響應時間為衛(wèi)星自旋周期的十分之一。

各擋能閡值的穩(wěn)定性，取決于放大器增益及鑒別器的鑒別閾是否穩(wěn)定，此外，還與探頭工作狀態(tài)有關。探頭的工作狀態(tài)接近于全耗盡狀態(tài)，即使高壓電源變化百分之五，也基本不影響能閾值。為了保證儀器有盡可能低的噪聲 ( 噪聲計數(shù)率不超過Icount /s)，探頭的偏壓值不可過高，基本上在150V左右。

電子望遠鏡工作原理

當能量大于0.25MeV的電子穿過第一塊吸收片 ( 兼擋光片 ) 進入第一塊探頭時，便在探頭中損失能量，產生 電子空穴對，被電極收集，形成電荷脈沖。電荷脈沖由電荷靈敏前置放大器轉換成電壓脈沖。電壓脈沖的幅度與帶電粒子在探頭的靈敏層中所損失的能量成正比。探頭中信號的大小可由Rohrlich和Carlson公式求得。前置放大器輸出的脈沖再經(jīng)過主放大器進一步放大之后，進人窗鑒別器。

質子以及其他重的帶電粒子，同樣能在探頭中產生電荷脈沖，因為這類脈沖的幅度遠比上述脈沖的幅度高得 多，足以超過窗鑒別器的上限值，從而被鑒別掉。至于空間中的y射線與x 射線在探頭中產生的干擾脈沖，由于不能達到窗鑒別器的下限值而被鑒別掉。

由鑒別器來的脈沖在對數(shù)計數(shù)率儀中被轉換成緩變的直流電平，進人衛(wèi)星上的發(fā)射機。這就是第一擋的電信號，即能量大于0.25MeV的空間電子強度。

電子望遠鏡儀器校驗

探測器的能閾是根據(jù)電子在物質中的能量損失以及射程能量關系從理論上計算出來的，由于電子在物質中的能量損失與重粒子情況相比，漲落很大，因此理論計算是很近似的。另外，由于半導體探測器以及吸收片厚度不均勻性也給計算帶來一定程度的誤差，在儀器研制出來之后，進行校驗 (尤其是對能閾的校驗 ) 是十分重要的。

利用各種β放射源可以對能閾作粗略標定。為了得到更進 一步的能閾數(shù)據(jù)，還用電子加速器對儀器作了精確校驗。加速器產生的電子束同時人射到監(jiān)測器和電子探測器上，用多道分析器測出電子能譜的變化。電子束的能量以C_s¹³⁷放射源的K 轉換電子譜線 ( 625kev ) 為標準來對多道分析器進行刻度。校驗結果表明，在實驗誤差范圍內，理論計算結果與實驗結果是一致的。

位于亞特蘭大的佐治亞大學和佐治亞技術學院的研究人員聯(lián)合設計一種天文望遠鏡，觀察力是地面上現(xiàn)有電子望遠鏡的5000倍。由7個電子望遠鏡組成的丫形天文望遠鏡，能幫助天文學家尋找新的行星，并比較出與太陽的距離等。

高角分辨率天文 ( CHARA ) 中心的7個電子望遠鏡的任何一個直徑約為3英尺，它們被定位在直徑為1300英尺的圓圈內，光不能同時到達各電子望遠鏡，為了使各電子望遠鏡捕獲的圖像相匹配，CHARA 組的無線電天文學家將使用 一種近似技術。

首先，光線在電子顯微鏡中不失真地通過光電管、真空管。在計算機控制的電鏡系統(tǒng)調節(jié)下，圖像從每個電子顯微鏡中同時到達天文臺的數(shù)據(jù)采集設備。最后，光束被集中到光盤，在那里光子 ( 集中了光能 )轉換成可供計算機分析的電信號，產生合成圖像。

在第一架望遠鏡被制造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被制造出來。在20世紀，許多新型式的望遠鏡被發(fā)明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的紅外線望遠鏡。望遠鏡這個名詞現(xiàn)在是泛指能夠偵測不同區(qū)域的電磁頻譜的各種儀器，在某些情況下還包括其他類型的探測儀器。

英文的“telescope”（來自希臘的τ?λε，tele"far"和σκοπε?ν，skopein"to look or see"；τηλεσκ?πο?，teleskopos"far-seeing"）。這個字是希臘數(shù)學家喬瓦尼·德米西亞尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼國家科學院的一場餐會中，推銷他的儀器時提出的。在《星際信使》這本書中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

繪圖望遠鏡簡史

主條目：望遠鏡史

關于望遠鏡，現(xiàn)存的最早紀錄是荷蘭米德爾堡的眼鏡制造商漢斯·利普西在1608年向政府提交專利的折射望遠鏡。實際的發(fā)明者是誰不能確定，它的發(fā)展要歸功于三個人：漢斯·利普西、米爾德堡的眼鏡制造商撒迦利亞·詹森（Zacharias Janssen）和阿爾克馬爾的雅各·梅提斯。望遠鏡被發(fā)明得消息很快就傳遍歐洲。伽利略在1609年6月聽到了，就在一個月內做出自己的望遠鏡用來觀測天體。

在折射望遠鏡發(fā)明之后不久，將物鏡，也就是收集光的元件，用面鏡來取代透鏡的想法，就開始被研究。使用拋物面鏡的潛在優(yōu)點 －減少球面像差和無色差，導致許多種設計和制造反射望遠鏡的嘗試。在1668年，艾薩克·牛頓制造了第一架實用的反射望遠鏡，現(xiàn)在就以他的名字稱這種望遠鏡為牛頓反射鏡。

在1733年發(fā)明的消色差透鏡糾正了存在于單一透鏡的部分色差，并且使折射鏡的結構變得較短，但功能更為強大。盡管反射望遠鏡不存在折射望遠鏡的色差問題，但是金屬鏡快速變得昏暗的銹蝕問題，使得反射鏡的發(fā)展在18世紀和19世紀初期受到很大的限制 －在1857年發(fā)展出在玻璃上鍍銀的技術，才解決了這個困境，進而在1932年發(fā)展出鍍鋁的技術。受限于材料，折射望遠鏡的極限大約是一米（40英寸），因此自20世紀以來的大型望遠鏡全部都是反射望遠鏡。目前，最大的反射望遠鏡已經(jīng)超過10米（33英尺），正在建造和設計的有30-40米。

20世紀也在更關廣的頻率，從電波到伽瑪射線都在發(fā)展。在1937年建造了第一架電波望遠鏡，自此之后，已經(jīng)開發(fā)出了各種巨大和復雜的天文儀器。

繪圖望遠鏡類型

望遠鏡這個名詞涵蓋了各種各樣的儀器。大多數(shù)是用來檢測電磁輻射，但對天文學家而言，主要的區(qū)別在收集的光（電磁輻射）波長不同。

望遠鏡可以依照它們所收集的波長來分類：

• X射線望遠鏡：使用在波長比紫外線更短的電磁波。

• 紫外線望遠鏡：使用于波長比可見光短的電磁波。

• 光學望遠鏡：使用在可見光的波長。

• 紅外線望遠鏡：使用在比可見光長的電磁波。

• 次毫米波望遠鏡：使用在比紅外線更長的電磁波。

• 非涅耳成像儀：一種光學透鏡技術。

• X射線光學：某些X射線波長的光學。

隨著波長的增加，可以更容易地使用天線技術進行電磁輻射的交互作用（雖然它可能需要制作很小的天線）。近紅外線可以像可見光一樣的處理，而在遠紅外線和次毫米波的范圍內，望遠鏡的運作就像是一架電波望遠鏡。例如，觀測波長從3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麥克斯威爾望遠鏡（JCMT），就使用鋁制的拋物面天線。另一方面，觀察從3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的史匹哲太空望遠鏡就可以使用面鏡成像（反射光學）。同樣使用反射光學的，還有哈伯太空望遠鏡可以觀測0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），從紅外線到紫外線的第三代廣域照相機。

防水望遠鏡A、 普通防水望遠鏡

這類防水望遠鏡即日常戶外使用碰到水源或其它液體后，擦干即可，但僅限于少量水珠的情況下。

若遇到強水壓，鏡片就會耐不住壓力而破裂，這樣，望遠鏡也就報廢了；

普通防水望遠鏡常見于普通望遠鏡，即國產、日本和其它大眾品牌，一般說的防水就是指普通防水。

防水望遠鏡B、 水壓式防水望遠鏡

這類望遠鏡多見于航海望遠鏡，航海望遠鏡一般都要求具備水壓式防水功能，并且要詳細指出所能防的水深是多少米。

水壓式防水望遠鏡遇到強水壓則具備一定的抗壓能力，一定水深范圍內不會破裂。

這是航海望遠鏡的必備需求。水壓式防水望遠鏡多見于航海望遠鏡和一些高端望遠鏡，如視得樂過半的產品型號都支持水壓式防