电子望远镜

电子望远镜简介

此仪器为测量辐射带电子分布，估计空间电子对卫星仪器设备的损伤效应而研制。

仪器分三个能挡，E_ei≥0.25MeV，E_e3≥0.5MeV，E_e3≥0.8MeV。探头部分采用三块贯穿式金硅面垒型半导体 探测器构成望远镜式结构，具有高的分辨率，噪声低，线性响应好等特性，能够将电子信号和其他带电粒子 ( 如 质子、a 粒子等 ) 产生的干扰信号可靠地区别开来。

仪器经过校准、环境实验以及在卫星上实际使用，性能可靠，达到了设计要求，取得了一系列实验数据。

电子望远镜设计思想

为了测量电子的角分布，探头部分就必须有很小的张角，电路部分必须有快速的响应时间。但太小的张角， 将会带来很大的统计涨落；张角太大，又测不出空间角分布。综合考虑，仪器取全张角为20^。，几何因子约为0.008c m²·sr。

仪器各挡的末级，采用对数计数率仪输出，因此响应时间问题十分重要。由于半导体探头灵敏面积所限，仪器张角过小，致使几何因子太小，末级的计数率很低，尤其是对于第三挡输出。快速的响应时间，将会给输出电压带来很大的统计涨落。折衷结果，取响应时间为卫星自旋周期的十分之一。

各挡能阂值的稳定性，取决于放大器增益及鉴别器的鉴别阈是否稳定，此外，还与探头工作状态有关。探头的工作状态接近于全耗尽状态，即使高压电源变化百分之五，也基本不影响能阈值。为了保证仪器有尽可能低的噪声 ( 噪声计数率不超过Icount /s)，探头的偏压值不可过高，基本上在150V左右。

电子望远镜工作原理

当能量大于0.25MeV的电子穿过第一块吸收片 ( 兼挡光片 ) 进入第一块探头时，便在探头中损失能量，产生 电子空穴对，被电极收集，形成电荷脉冲。电荷脉冲由电荷灵敏前置放大器转换成电压脉冲。电压脉冲的幅度与带电粒子在探头的灵敏层中所损失的能量成正比。探头中信号的大小可由Rohrlich和Carlson公式求得。前置放大器输出的脉冲再经过主放大器进一步放大之后，进人窗鉴别器。

质子以及其他重的带电粒子，同样能在探头中产生电荷脉冲，因为这类脉冲的幅度远比上述脉冲的幅度高得 多，足以超过窗鉴别器的上限值，从而被鉴别掉。至于空间中的y射线与x 射线在探头中产生的干扰脉冲，由于不能达到窗鉴别器的下限值而被鉴别掉。

由鉴别器来的脉冲在对数计数率仪中被转换成缓变的直流电平，进人卫星上的发射机。这就是第一挡的电信号，即能量大于0.25MeV的空间电子强度。

电子望远镜仪器校验

探测器的能阈是根据电子在物质中的能量损失以及射程能量关系从理论上计算出来的，由于电子在物质中的能量损失与重粒子情况相比，涨落很大，因此理论计算是很近似的。另外，由于半导体探测器以及吸收片厚度不均匀性也给计算带来一定程度的误差，在仪器研制出来之后，进行校验 (尤其是对能阈的校验 ) 是十分重要的。

利用各种β放射源可以对能阈作粗略标定。为了得到更进 一步的能阈数据，还用电子加速器对仪器作了精确校验。加速器产生的电子束同时人射到监测器和电子探测器上，用多道分析器测出电子能谱的变化。电子束的能量以C_s¹³⁷放射源的K 转换电子谱线 ( 625kev ) 为标准来对多道分析器进行刻度。校验结果表明，在实验误差范围内，理论计算结果与实验结果是一致的。

位于亚特兰大的佐治亚大学和佐治亚技术学院的研究人员联合设计一种天文望远镜，观察力是地面上现有电子望远镜的5000倍。由7个电子望远镜组成的丫形天文望远镜，能帮助天文学家寻找新的行星，并比较出与太阳的距离等。

高角分辨率天文 ( CHARA ) 中心的7个电子望远镜的任何一个直径约为3英尺，它们被定位在直径为1300英尺的圆圈内，光不能同时到达各电子望远镜，为了使各电子望远镜捕获的图像相匹配，CHARA 组的无线电天文学家将使用 一种近似技术。

首先，光线在电子显微镜中不失真地通过光电管、真空管。在计算机控制的电镜系统调节下，图像从每个电子显微镜中同时到达天文台的数据采集设备。最后，光束被集中到光盘，在那里光子 ( 集中了光能 )转换成可供计算机分析的电信号，产生合成图像。

在第一架望远镜被制造出来几十年内，用镜子收集和聚焦光线的反射望远镜就被制造出来。在20世纪，许多新型式的望远镜被发明，包括1930年代的电波望远镜和1960年代的红外线望远镜。望远镜这个名词现在是泛指能够侦测不同区域的电磁频谱的各种仪器，在某些情况下还包括其他类型的探测仪器。

英文的“telescope”（来自希腊的τῆλε，tele"far"和σκοπεῖν，skopein"to look or see"；τηλεσκόπος，teleskopos"far-seeing"）。这个字是希腊数学家乔瓦尼·德米西亚尼在1611年于伽利略出席的意大利猞猁之眼国家科学院的一场餐会中，推销他的仪器时提出的。在《星际信使》这本书中，伽利略使用的字是"perspicillum"。

绘图望远镜简史

主条目：望远镜史

关于望远镜，现存的最早纪录是荷兰米德尔堡的眼镜制造商汉斯·利普西在1608年向政府提交专利的折射望远镜。实际的发明者是谁不能确定，它的发展要归功于三个人：汉斯·利普西、米尔德堡的眼镜制造商撒迦利亚·詹森（Zacharias Janssen）和阿尔克马尔的雅各·梅提斯。望远镜被发明得消息很快就传遍欧洲。伽利略在1609年6月听到了，就在一个月内做出自己的望远镜用来观测天体。

在折射望远镜发明之后不久，将物镜，也就是收集光的元件，用面镜来取代透镜的想法，就开始被研究。使用抛物面镜的潜在优点 －减少球面像差和无色差，导致许多种设计和制造反射望远镜的尝试。在1668年，艾萨克·牛顿制造了第一架实用的反射望远镜，现在就以他的名字称这种望远镜为牛顿反射镜。

在1733年发明的消色差透镜纠正了存在于单一透镜的部分色差，并且使折射镜的结构变得较短，但功能更为强大。尽管反射望远镜不存在折射望远镜的色差问题，但是金属镜快速变得昏暗的锈蚀问题，使得反射镜的发展在18世纪和19世纪初期受到很大的限制 －在1857年发展出在玻璃上镀银的技术，才解决了这个困境，进而在1932年发展出镀铝的技术。受限于材料，折射望远镜的极限大约是一米（40英寸），因此自20世纪以来的大型望远镜全部都是反射望远镜。目前，最大的反射望远镜已经超过10米（33英尺），正在建造和设计的有30-40米。

20世纪也在更关广的频率，从电波到伽玛射线都在发展。在1937年建造了第一架电波望远镜，自此之后，已经开发出了各种巨大和复杂的天文仪器。

绘图望远镜类型

望远镜这个名词涵盖了各种各样的仪器。大多数是用来检测电磁辐射，但对天文学家而言，主要的区别在收集的光（电磁辐射）波长不同。

望远镜可以依照它们所收集的波长来分类：

• X射线望远镜：使用在波长比紫外线更短的电磁波。

• 紫外线望远镜：使用于波长比可见光短的电磁波。

• 光学望远镜：使用在可见光的波长。

• 红外线望远镜：使用在比可见光长的电磁波。

• 次毫米波望远镜：使用在比红外线更长的电磁波。

• 非涅耳成像仪：一种光学透镜技术。

• X射线光学：某些X射线波长的光学。

随着波长的增加，可以更容易地使用天线技术进行电磁辐射的交互作用（虽然它可能需要制作很小的天线）。近红外线可以像可见光一样的处理，而在远红外线和次毫米波的范围内，望远镜的运作就像是一架电波望远镜。例如，观测波长从3微米（0.003mm）到2000微米（2毫米）的詹姆士克拉克麦克斯威尔望远镜（JCMT），就使用铝制的抛物面天线。另一方面，观察从3μm（0.003毫米）到180微米（0.18 毫米） 的史匹哲太空望远镜就可以使用面镜成像（反射光学）。同样使用反射光学的，还有哈伯太空望远镜可以观测0.2μm（0.0002 毫米）到1.7微米（0.0017 毫米），从红外线到紫外线的第三代广域照相机。

防水望远镜A、 普通防水望远镜

这类防水望远镜即日常户外使用碰到水源或其它液体后，擦干即可，但仅限于少量水珠的情况下。

若遇到强水压，镜片就会耐不住压力而破裂，这样，望远镜也就报废了；

普通防水望远镜常见于普通望远镜，即国产、日本和其它大众品牌，一般说的防水就是指普通防水。

防水望远镜B、 水压式防水望远镜

这类望远镜多见于航海望远镜，航海望远镜一般都要求具备水压式防水功能，并且要详细指出所能防的水深是多少米。

水压式防水望远镜遇到强水压则具备一定的抗压能力，一定水深范围内不会破裂。

这是航海望远镜的必备需求。水压式防水望远镜多见于航海望远镜和一些高端望远镜，如视得乐过半的产品型号都支持水压式防