中文名稱 | 瑞典-ESO 15M亞毫米波望遠(yuǎn)鏡 | 安????裝 | ALT-方位角安裝 |
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天????線 | 亞毫米波天線 | 啟用日期 | 1987年3月24日 |
恒星的形成,分子云。
瑞典-ESO 15M亞毫米波望遠(yuǎn)鏡相關(guān)信息
新的"毫米波相機(jī)"上SEST在拉西拉的第一張圖像。
SIMBA(的"SEST成像測輻射熱計陣列"),建造和安裝在瑞典-ESO的亞毫米波的望遠(yuǎn)鏡(SEST)在拉西拉(智利)在波鴻大學(xué)和德國馬普射電天文研究所,國際之間的合作射電天文和ESO的瑞典國家基金。
SIMBA是獨一無二的,因為它能夠快速繪制大天空地區(qū)由于快速掃描模式。為了實現(xiàn)低噪音和良好的靈敏度,儀器被冷卻到絕對零度,即只有0.3度以上,到-272.85°C。
SIMBA是由排列在一個六角形的圖案(每一個像素在天空)。以形成圖像,天空的望遠(yuǎn)鏡的位置改變根據(jù)柵格柄-以這種方式,所有的天體和周圍天空字段可能被"掃描"快,通常為80弧秒每秒的速度。這使得SIMBA一個非常有效的工具:例如,在15分鐘內(nèi)完全采樣的圖像可以采取良好的靈敏度與欄位大小為15角分×6弧分。如果需要較高的靈敏度(觀察較暗的來源),可能有更多的圖像被獲得的相同的字段,然后相加。
結(jié)合許多在不同的位置拍攝的圖像,可以覆蓋大面積天空。圖像分辨率為22角秒,這15米望遠(yuǎn)鏡的角分辨率在指定的波長對應(yīng)。
天線:亞毫米波天線(CFRP鋁) | 光學(xué)設(shè)計:卡塞格林(口徑:15米) |
安裝:ALT-方位角安裝 | 啟用日期:1987年3月24日(2003年退役) |
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絕對是,首先觀景和觀鳥,顯然是用看更舒適,便攜性也更好,單筒用的時間長了眼睛容易疲勞,而且沒有視覺的成像疊加作用也會影響到畫面的立體感(你在電捂住一只眼看空間變化幅度較大的畫面就能體會到了)。 而且...
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評分: 4.6
主鏡面型精度是地基大口徑望遠(yuǎn)鏡最關(guān)鍵的技術(shù)指標(biāo)之一。為了研究主鏡室以及主鏡底支撐和側(cè)支撐系統(tǒng)的重力變形造成的主鏡面型誤差,介紹了一地基光電望遠(yuǎn)鏡的主鏡室及詳細(xì)的主鏡支撐結(jié)構(gòu),借助于有限元法,建立了主鏡,主鏡室和支撐結(jié)構(gòu)的詳細(xì)有限元模型,分析計算了主鏡在支撐狀態(tài)下的鏡面變形情況,并通過ZYGO干涉儀進(jìn)行了面型檢測。計算結(jié)果和實測結(jié)果對比,說明了主鏡室及其支撐結(jié)構(gòu)引入的主鏡面型誤差大小,同時也驗證了有限元模型的正確性。
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用普通陶瓷工藝制備了BaAlxFe12 -xO19六角鐵氧體多晶材料。隨著x的增加 ,飽和磁化強度減小 ,居里溫度下降 ,磁晶各向異性場增加。其結(jié)果可以通過假設(shè)Al3+取代了 2a位和 12k次點陣位上的Fe3+來解釋。
歐洲極大望遠(yuǎn)鏡由歐洲南方天文臺(ESO)十四個成員國和巴西等國共同承建,預(yù)計耗資11億歐元(以2012年價格計算),2023年建成投入使用。建成后,望遠(yuǎn)鏡鏡面直徑將達(dá)39米,清晰度將比哈勃太空望遠(yuǎn)鏡高16倍。該望遠(yuǎn)鏡對于人類了解暗物質(zhì)和暗能量,了解宇宙,具有重大的意義。
在第一架望遠(yuǎn)鏡被制造出來幾十年內(nèi),用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠(yuǎn)鏡就被制造出來。在20世紀(jì),許多新型式的望遠(yuǎn)鏡被發(fā)明,包括1930年代的電波望遠(yuǎn)鏡和1960年代的紅外線望遠(yuǎn)鏡。望遠(yuǎn)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(xué)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(xué)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"。
主條目:望遠(yuǎn)鏡史
關(guān)于望遠(yuǎn)鏡,現(xiàn)存的最早紀(jì)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(yuǎn)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(yuǎn)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(nèi)做出自己的望遠(yuǎn)鏡用來觀測天體。
在折射望遠(yuǎn)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(dǎo)致許多種設(shè)計和制造反射望遠(yuǎn)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(yuǎn)鏡,現(xiàn)在就以他的名字稱這種望遠(yuǎn)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(jié)構(gòu)變得較短,但功能更為強大。盡管反射望遠(yuǎn)鏡不存在折射望遠(yuǎn)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(jì)和19世紀(jì)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(shù),才解決了這個困境,進(jìn)而在1932年發(fā)展出鍍鋁的技術(shù)。受限于材料,折射望遠(yuǎn)鏡的極限大約是一米(40英寸),因此自20世紀(jì)以來的大型望遠(yuǎn)鏡全部都是反射望遠(yuǎn)鏡。目前,最大的反射望遠(yuǎn)鏡已經(jīng)超過10米(33英尺),正在建造和設(shè)計的有30-40米。
20世紀(jì)也在更關(guān)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(yuǎn)鏡,自此之后,已經(jīng)開發(fā)出了各種巨大和復(fù)雜的天文儀器。
望遠(yuǎn)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(xué)家而言,主要的區(qū)別在收集的光(電磁輻射)波長不同。
望遠(yuǎn)鏡可以依照它們所收集的波長來分類:
X射線望遠(yuǎn)鏡:使用在波長比紫外線更短的電磁波。
紫外線望遠(yuǎn)鏡:使用于波長比可見光短的電磁波。
光學(xué)望遠(yuǎn)鏡:使用在可見光的波長。
紅外線望遠(yuǎn)鏡:使用在比可見光長的電磁波。
次毫米波望遠(yuǎn)鏡:使用在比紅外線更長的電磁波。
非涅耳成像儀:一種光學(xué)透鏡技術(shù)。
X射線光學(xué):某些X射線波長的光學(xué)。
隨著波長的增加,可以更容易地使用天線技術(shù)進(jìn)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(yuǎn)紅外線和次毫米波的范圍內(nèi),望遠(yuǎn)鏡的運作就像是一架電波望遠(yuǎn)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(yuǎn)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(yuǎn)鏡就可以使用面鏡成像(反射光學(xué))。同樣使用反射光學(xué)的,還有哈伯太空望遠(yuǎn)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(jī)。
VLT巡天望遠(yuǎn)鏡技術(shù)參數(shù)
VLT巡天望遠(yuǎn)鏡(VST)被安裝在ESO的帕拉那天文臺的望遠(yuǎn)鏡(最新的eso1119)。它是世界上設(shè)計為在可見光測量天空中最大的望遠(yuǎn)鏡。
新巡天望遠(yuǎn)鏡將覆蓋很寬的波長范圍從紫外光到近紅外(0.3~1μm)。而最大的望遠(yuǎn)鏡,如VLT,只可以在任何一個時間研究天空的一小部分。以1°×1°的擁有滿月的兩倍寬總視野對設(shè)計的大面積進(jìn)行迅速和深刻的拍攝。
VST的構(gòu)思是通過檢測和預(yù)表征源廣角成像支持VLT望遠(yuǎn)鏡,該單位可以進(jìn)一步觀察。VST將由兩個反射鏡,主鏡(M1)用直徑為265厘米和一個較小的次鏡(M2)直徑為93.8厘米。望遠(yuǎn)鏡也將配備一個專用的焦平面儀器:2.6億像素。這個巨大的(16K ×16K像素)的CCD相機(jī)被五機(jī)構(gòu)的國際財團(tuán)建造:荷蘭天文研究學(xué)院(新星),卡普坦天文研究所,Sternwarte München大學(xué),和ESO天文臺。