神马作文网为什么能看到宇宙的全景?
来源：学生作业帮 编辑：神马作文网作业帮 分类：物理作业 时间：2024/11/18 07:23:12
为什么能看到宇宙的全景?
一般的望远镜只能看到自己以外的东西,为什么用天文望远镜为什么能看到包括自己在内的地方的360度的场景.谁能解释下天文望远镜的工作原理?
看了下 文章 有点头大 好象不是很懂 那就简单点我们地球是在太阳系之中吧,但是很多照片都能看到我们在太阳系中的位置.但是按照望远镜的原理应该看不到我们自己把,难道说是我们自己后期制作的吗?
一般的望远镜只能看到自己以外的东西,为什么用天文望远镜为什么能看到包括自己在内的地方的360度的场景.谁能解释下天文望远镜的工作原理?
看了下 文章 有点头大 好象不是很懂 那就简单点我们地球是在太阳系之中吧,但是很多照片都能看到我们在太阳系中的位置.但是按照望远镜的原理应该看不到我们自己把,难道说是我们自己后期制作的吗?
理有3个,所以制造出了不同的望远镜哦
一、折射望远镜
用透镜作物镜的望远镜.分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜 ；由凸透镜作目镜的称开 普勒望远镜 .因单透镜物镜色差和球差都相当严重,现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜.其中以双透镜物镜应用最普遍.它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成,对两个特定的波长完全消除位置色差,对其余波长的位置色差也可相应减弱.在满足一定设计条件时,还可消去球差和彗差.由于剩余色差和其他像差的影响,双透镜物镜的相对口径较小,一般为1/15-1/20,很少大于1/7,可用视场也不大.口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起,称双胶合物镜 ,留有一定间隙未胶合的称 双分离物镜 .为了增大相对口径和视场,可采用多透镜物镜组.折射望远镜的成像质量比反射望远镜好,视场大,使用方便,易于维护,中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统,但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多.
二、反射望远镜
用凹面反射镜作物镜的望远镜.可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格雷果里望远镜、折轴望远镜几种类型.反射望远镜的主要优点是不存在色差,当物镜采用抛物面时,还可消去球差.但为了减小其它像差的影响,可用视场较小.对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制.磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜,铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%,因而除光学波段外,反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究.反射望远镜的相对口径可以做得较大,主焦点式反射望远镜的相对口径约1/5-1/2.5,甚至更大,而且除牛顿望远镜外,镜筒的长度比系统的焦距要短得多,加上主镜只有一个表面需要加工,这就大大降低了造价和制造的困难,因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜.一架较大口径的反射望远镜,通过变换不同的副镜,可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统.这样,一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场.反射望远镜主要用于天体物理方面的工作.
三、折反射望远镜
由折射元件和反射元件组合而成的望远镜.包括施密特望远镜和马克苏托夫望远镜及它们的衍生型,如超施密特望远镜,贝克-努恩照相机等.在折反射望远镜中,由反射镜成像,折射镜用于校正像差.它的特点是相对口径很大(甚至可大于1),光力强,视场广阔,像质优良.适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体.小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统,镜筒可非常短小
四、射电望远镜
射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异,它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号,分析其强度,频谱和偏振来进行研究.其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度.从光学中,我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比,与望远镜的口径D成反比.由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上,而射电望远镜工作在毫米数量级上,之间相差10000倍,那么要达到同样的分辩率,射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍.好在,由于运用了射电干涉仪,可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径.这种技术叫做甚长基线干涉.它可以使有效口径大到几千公里甚至更远,从而大大提高了分辩率,使人们有可能看到天体的精细结构.然而有得必有失,灵敏度在分辩率提高的同时却降低了.灵敏度取决于射电望远镜的有效面积,天线造的越大,其灵敏度越高.然而由于射电干涉仪的运用,我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径,却没有增大与其对应的天线的有效面积,从而使射电望远镜灵敏度成倍下降,这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析.
---------------以下资料来自网络-------------
射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜.它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机.天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜.接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大,并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照.
电磁波信号,主要是微波波段——频率为GHz量级,波长为厘米或毫米级.光波波段频率更高,波长更短（几百纳米）.
1931年,在美国新泽西州的贝尔实验室里,负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰.经过仔细分析,他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射.由此,杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元.当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵,在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束.此后,射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史.
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后,美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜,终于在1937年制造成功.这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜.它的抛物面天线直径为9.45米,在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束,并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波.因此,雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者.
射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备,它包括：收集射电波的定向天线,放大射电信号的高灵敏度接收机,信息记录,处理和显示系统等等.射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信,投射来的电磁波被一精确镜面反射后,同相到达公共焦点.用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集.因此,射电望远镜的天线大多是抛物面.
射电观测是在很宽的频率范围内进行,检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样,所以,射电望远镜种类更多,分类方法多种多样.例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜.
一、折射望远镜
用透镜作物镜的望远镜.分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜 ；由凸透镜作目镜的称开 普勒望远镜 .因单透镜物镜色差和球差都相当严重,现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜.其中以双透镜物镜应用最普遍.它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成,对两个特定的波长完全消除位置色差,对其余波长的位置色差也可相应减弱.在满足一定设计条件时,还可消去球差和彗差.由于剩余色差和其他像差的影响,双透镜物镜的相对口径较小,一般为1/15-1/20,很少大于1/7,可用视场也不大.口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起,称双胶合物镜 ,留有一定间隙未胶合的称 双分离物镜 .为了增大相对口径和视场,可采用多透镜物镜组.折射望远镜的成像质量比反射望远镜好,视场大,使用方便,易于维护,中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统,但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多.
二、反射望远镜
用凹面反射镜作物镜的望远镜.可分为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格雷果里望远镜、折轴望远镜几种类型.反射望远镜的主要优点是不存在色差,当物镜采用抛物面时,还可消去球差.但为了减小其它像差的影响,可用视场较小.对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制.磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜,铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%,因而除光学波段外,反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究.反射望远镜的相对口径可以做得较大,主焦点式反射望远镜的相对口径约1/5-1/2.5,甚至更大,而且除牛顿望远镜外,镜筒的长度比系统的焦距要短得多,加上主镜只有一个表面需要加工,这就大大降低了造价和制造的困难,因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜.一架较大口径的反射望远镜,通过变换不同的副镜,可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统.这样,一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场.反射望远镜主要用于天体物理方面的工作.
三、折反射望远镜
由折射元件和反射元件组合而成的望远镜.包括施密特望远镜和马克苏托夫望远镜及它们的衍生型,如超施密特望远镜,贝克-努恩照相机等.在折反射望远镜中,由反射镜成像,折射镜用于校正像差.它的特点是相对口径很大(甚至可大于1),光力强,视场广阔,像质优良.适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体.小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统,镜筒可非常短小
四、射电望远镜
射电望远镜的原理与卫星电视天线接收器的原理大同小异,它通过接收来自遥远天体的电磁辐射信号,分析其强度,频谱和偏振来进行研究.其主要有两个基本指标——分辩率和灵敏度.从光学中,我们知道望远镜的分辩率与波长λ成正比,与望远镜的口径D成反比.由于光学望远镜是工作在波长为微微米的数量级上,而射电望远镜工作在毫米数量级上,之间相差10000倍,那么要达到同样的分辩率,射电望远镜的口径（孔径）就要比光学望远镜大一万倍.好在,由于运用了射电干涉仪,可以用相距很远两地的射电望远镜之间的直线距离代替望远镜的真实孔径.这种技术叫做甚长基线干涉.它可以使有效口径大到几千公里甚至更远,从而大大提高了分辩率,使人们有可能看到天体的精细结构.然而有得必有失,灵敏度在分辩率提高的同时却降低了.灵敏度取决于射电望远镜的有效面积,天线造的越大,其灵敏度越高.然而由于射电干涉仪的运用,我们用两地望远镜之间的直线（基线）长度来代替真实孔径,却没有增大与其对应的天线的有效面积,从而使射电望远镜灵敏度成倍下降,这也就决定了射电天文学的研究对象——主要是对高能天体观测以及对射电天文谱线的分析.
---------------以下资料来自网络-------------
射电望远镜是接收天体射出的无线电波的望远镜.它由两部分组成：一面或多面天线和一台灵敏度很高的无线电接收机.天线所起的作用相当于光学天文望远镜的透镜或反射镜.接收机的作用是把从天线传来的无线电波放大,并转变成能用仪器记录的信号或对无线电波进行拍照.
电磁波信号,主要是微波波段——频率为GHz量级,波长为厘米或毫米级.光波波段频率更高,波长更短（几百纳米）.
1931年,在美国新泽西州的贝尔实验室里,负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰.经过仔细分析,他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射.由此,杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元.当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵,在14.6米波长取得了30度宽的 “扇形”方向束.此后,射电望远镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史.
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后,美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜,终于在1937年制造成功.这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜.它的抛物面天线直径为9.45米,在1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束,并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波.因此,雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者.
射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备,它包括：收集射电波的定向天线,放大射电信号的高灵敏度接收机,信息记录,处理和显示系统等等.射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信,投射来的电磁波被一精确镜面反射后,同相到达公共焦点.用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集.因此,射电望远镜的天线大多是抛物面.
射电观测是在很宽的频率范围内进行,检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样,所以,射电望远镜种类更多,分类方法多种多样.例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋 、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜.