天文望遠鏡對天文發(fā)展的影響

折射式望遠鏡1608年，荷蘭眼鏡商人李波爾賽偶然發(fā)現(xiàn)用兩塊鏡片可以看清遠處的景物，受此啟發(fā)，他制造了人類歷史第一架望遠鏡。1609年，伽利略制作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統(tǒng)稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發(fā)現(xiàn)，天文學從此進入了望遠鏡時代。1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數(shù)有了明顯的提高，以后人們將這種光學系統(tǒng)稱為開普勒式望遠鏡?，F(xiàn)在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是采用開普勒式。需要指出的是，由于當時的望遠鏡采用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內(nèi)，天文學家一直在夢想制作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由于技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多只能磨制出10厘米的透鏡。十九世紀末，隨著制造技術的提高，制造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現(xiàn)了一個制造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現(xiàn)有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。折射望遠鏡的優(yōu)點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合于做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發(fā)展達到了頂點，此后的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現(xiàn)。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，并且，由于重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。反射式望遠鏡第一架反射式望遠鏡誕生于1668年。牛頓經(jīng)過多次磨制非球面的透鏡均告失敗后，決定采用球面反射鏡作為主鏡。他用2.5厘米直徑的金屬，磨制成一塊凹面反射鏡，并在主鏡的焦點前面放置了一個與主鏡成45o角的反射鏡，使經(jīng)主鏡反射后的會聚光經(jīng)反射鏡以90o角反射出鏡筒后到達目鏡。這種系統(tǒng)稱為牛頓式反射望遠鏡。它的球面鏡雖然會產(chǎn)生一定的象差，但用反射鏡代替折射鏡卻是一個巨大的成功。詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一種方案:利用一面主鏡，一面副鏡，它們均為凹面鏡，副鏡置于主鏡的焦點之外，并在主鏡的中央留有小孔，使光線經(jīng)主鏡和副鏡兩次反射后從小孔中射出，到達目鏡。這種設計的目的是要同時消除球差和色差，這就需要一個拋物面的主鏡和一個橢球面的副鏡，這在理論上是正確的，但當時的制造水平卻無法達到這種要求，所以格雷戈里無法得到對他有用的鏡子。1672年，法國人卡塞格林提出了反射式望遠鏡的第三種設計方案，結構與格雷戈里望遠鏡相似，不同的是副鏡提前到主鏡焦點之前，并為凸面鏡，這就是現(xiàn)在最常用的卡賽格林式反射望遠鏡。這樣使經(jīng)副鏡鏡反射的光稍有些發(fā)散，降低了放大率，但是它消除了球差，這樣制作望遠鏡還可以使焦距很短?？ㄈ窳质酵h鏡的主鏡和副鏡可以有多種不同的形式，光學性能也有所差異。由于卡塞格林式望遠鏡焦距長而鏡身短，放大倍率也大，所得圖象清晰；既有卡塞格林焦點，可用來研究小視場內(nèi)的天體，又可配置牛頓焦點，用以拍攝大面積的天體。因此，卡塞格林式望遠鏡得到了非常廣泛的應用。赫歇爾是制作反射式望遠鏡的大師，他早年為音樂師，因為愛好天文，從1773年開始磨制望遠鏡，一生中制作的望遠鏡達數(shù)百架。赫歇爾制作的望遠鏡是把物鏡斜放在鏡筒中，它使平行光經(jīng)反射后匯聚于鏡筒的一側。在反射式望遠鏡發(fā)明后的近200年中，反射材料一直是其發(fā)展的障礙:鑄鏡用的青銅易于腐蝕，不得不定期拋光，需要耗費大量財力和時間，而耐腐蝕性好的金屬，比青銅密度高且十分昂貴。1856年德國化學家尤斯圖斯·馮·利比希研究出一種方法，能在玻璃上涂一薄層銀，經(jīng)輕輕的拋光后，可以高效率地反射光。這樣，就使得制造更好、更大的反射式望遠鏡成為可能。1918年末，口徑為254厘米的胡克望遠鏡投入使用，這是由海爾主持建造的。天文學家用這架望遠鏡第一次揭示了銀河系的真實大小和我們在其中所處的位置，更為重要的是，哈勃的宇宙膨脹理論就是用胡克望遠鏡觀測的結果。二十世紀二、三十年代，胡克望遠鏡的成功激發(fā)了天文學家建造更大反射式望遠鏡的熱情。1948年，美國建造了口徑為508厘米望遠鏡，為了紀念卓越的望遠鏡制造大師海爾，將它命名為海爾望遠鏡。從設計到制造完成海爾望遠鏡經(jīng)歷了二十多年，盡管它比胡克望遠鏡看得更遠，分辨能力更強，但它并沒有使人類對宇宙的有更新的認識。正如阿西摩夫所說:"海爾望遠鏡1948年就象半個世紀以前的葉凱士望遠鏡1897年一樣，似乎預兆著一種特定類型的望遠鏡已經(jīng)快發(fā)展到它的盡頭了"。在1976 年前蘇聯(lián)建造了一架600厘米的望遠鏡，但它發(fā)揮的作用還不如海爾望遠鏡，這也印證了阿西摩夫所說的話。反射式望遠鏡有許多優(yōu)點，比如:沒有色差，能在廣泛的可見光范圍內(nèi)記錄天體發(fā)出的信息，且相對于折射望遠鏡比較容易制作。但由于它也存在固有的不足:如口徑越大，視場越小，物鏡需要定期鍍膜等。折反射式望遠鏡折反射式望遠鏡最早出現(xiàn)于1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近于平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，制成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合于拍攝大面積的天區(qū)照片，尤其是對暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經(jīng)成了天文觀測的重要工具。1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，制造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨制，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。由于折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優(yōu)點，非常適合業(yè)余的天文觀測和天文攝影，并且得到了廣大天文愛好者的喜愛。望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發(fā)展需要更大口徑的望遠鏡。但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產(chǎn)生畸變也影響了成象質量。從制造方面看，傳統(tǒng)方法制造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以制造更大口徑的望遠鏡必須另辟新徑。自七十年代以來，在望遠鏡的制造方面發(fā)展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的制造突破了鏡面口徑的局限，并且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現(xiàn)和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。從八十年代開始，國際上掀起了制造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文臺的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡采用了薄鏡面；美國的Keck I、Keck II和HET望遠鏡的主鏡采用了拼接技術。優(yōu)秀的傳統(tǒng)望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態(tài)下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6范圍內(nèi)，而采用新技術制造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹:凱克望遠鏡Keck I，Keck IIKeck I 和Keck II分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經(jīng)費主要由企業(yè)家凱克Keck W M捐贈Keck I 為9400萬美元，Keck II為7460萬美元而命名。這兩臺完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統(tǒng)，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個:近紅外照相機、高分辨率CCD探測器和高色散光譜儀。"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生的時刻"。歐洲南方天文臺甚大望遠鏡VLT歐洲南方天文臺自1986 年開始研制由4臺8米口徑望遠鏡組成一臺等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4臺8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統(tǒng)，焦比是F/2，采用地平裝置，主鏡采用主動光學系統(tǒng)支撐，指向精度為1〃，跟蹤精度為0.05〃，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4臺望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一臺望遠鏡。現(xiàn)在已完成了其中的兩臺，預計于2000年可全部完成。雙子望遠鏡GEMINI雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備其中，美國占50％，英國占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%，由美國大學天文聯(lián)盟AURA負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統(tǒng)觀測。其主鏡采用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適應光學系統(tǒng)使紅外區(qū)接近衍射極限。該工程于1993年9月開始啟動，第一臺在1998年7月在夏威夷開光，第二臺于2000年9月在智利賽拉帕瓊臺址開光，整個系統(tǒng)預計在2001年驗收后正式投入使用。昴星團日本8米望遠鏡SUBARU這是一臺8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點:一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現(xiàn)0.1〃的高精度跟蹤；三是采用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡采用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。此望遠鏡將安裝在夏威夷的莫納克亞，從1991年開始，預計9年完成。大天區(qū)多目標光纖光譜望遠鏡LAMOST這是我國于1996年開始啟動，并于2008年底完成研制并試運行的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是:1． 把主動光學技術應用在反射施密特系統(tǒng)，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現(xiàn)大口徑和大視場兼?zhèn)涞墓δ堋?． 球面主鏡和反射鏡均采用拼接技術。3． 多目標光纖可達4000根，一般望遠鏡只有600根的光譜技術將是一個重要突破。LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現(xiàn)107個星系的光譜普測，把觀測目標的數(shù)量提高1個量級。1932年央斯基Jansky. K. G用無線電天線探測到來自銀河系中心人馬座方向的射電輻射，這標志著人類打開了在傳統(tǒng)光學波段之外進行觀測的第一個窗口。第二次世界大戰(zhàn)結束后，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發(fā)展起了關鍵的作用，比如:六十年代天文學的四大發(fā)現(xiàn)，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發(fā)展樹立一個里程碑。英國曼徹斯特大學于1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮(zhèn)建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。1962年，Ryle發(fā)明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現(xiàn)了由多個較小天線結構獲得相當于大口徑單天線所能取得的效果。1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。七十年代，聯(lián)邦德國在波恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。八十年代以來，歐洲的VLBI網(wǎng)EVN，美國的VLBA陣，日本的空間VLBIVSOP相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、分辨率和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。中國科學院上海天文臺和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續(xù)觀測計劃CORE和歐洲的甚長基線干涉網(wǎng)EVN，這兩個計劃分別用于地球自轉和高精度天體測量研究CORE和天體物理研究EVN。這種由各國射電望遠鏡聯(lián)合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。另外，美國國立四大天文臺NARO研制的100米單天線望遠鏡GBT，采用無遮擋偏饋，主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。國際上將聯(lián)合發(fā)展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣SKA，該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文臺和中國臺灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣SMA，它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經(jīng)安裝。美國的毫米波陣MMA和歐洲的大南天陣LAS將合并成為一個新的毫米波陣計劃DDALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合并順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。在提高射電觀測的角分辨率方面，新一代的大型設備大多數(shù)考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角分辨率和靈敏度，第二代空間VLBI計劃DDARISE25米口徑已經(jīng)提出。相信這些設備的建成并投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，并會為天文學發(fā)展帶來難以預料的機會。我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由于地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用主要是吸收和反射，使得大部分波段范圍內(nèi)的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。光學窗口:這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段400～700納米，光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。紅外窗口:紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由于地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復雜。對于天文研究常用的有七個紅外窗口。射電窗口:射電波段是指波長大于1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內(nèi)大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。大氣對于其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛(wèi)星上天后才實現(xiàn)這些波段的天文觀測。紅外望遠鏡最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由于地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限于幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現(xiàn)代的紅外天文觀測興盛于十九世紀六、七十年代，當時是采用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。1983年1月23日由美英荷聯(lián)合發(fā)射了第一顆紅外天文衛(wèi)星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發(fā)展。直到現(xiàn)在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文臺ISO發(fā)射升空并進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四臺觀測儀器，分別實現(xiàn)成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比， ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間分辨率；更高的靈敏度約為IRAS的100倍；以及更多的功能。ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測IRAS的觀測是巡天觀測，這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今后的幾年中，以ISO數(shù)據(jù)為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。從太陽系到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發(fā)揮觀測設備的效率。紫外望遠鏡紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以后用了火箭，航天飛機和衛(wèi)星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發(fā)展。紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介于X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到?，F(xiàn)代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。1968年美國發(fā)射了OAO-2，之后歐洲也發(fā)射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3于1972年發(fā)射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。1978年發(fā)射了國際紫外探測者IUE，雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數(shù)據(jù)成為重要的天體物理研究資源。1990年12月2～11日，哥倫比亞號航天飛機搭載Astro-1天文臺作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文臺完成了為期16天的紫外天文觀測。1992年美國宇航局發(fā)射了一顆觀測衛(wèi)星DD極遠紫外探索衛(wèi)星EUVE，是在極遠紫外波段作巡天觀測。1999年6月24日FUSE衛(wèi)星發(fā)射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經(jīng)發(fā)展了紫外波段的EUV極端紫外、FUV遠紫外、UV紫外等多種探測衛(wèi)星，覆蓋了全部紫外波段。X射線望遠鏡:X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短能量較高的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛(wèi)星上天后，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發(fā)展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發(fā)現(xiàn)來自天蝎座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發(fā)展階段。七十年代，高能天文臺1號、2號兩顆衛(wèi)星發(fā)射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發(fā)射衛(wèi)星，對X射線波段進行研究:1987年4月，由前蘇聯(lián)的火箭將德國、英國、前蘇聯(lián)、及荷蘭等國家研制的X射線探測器送入太空；1987年日本的X射線探測衛(wèi)星GINGA發(fā)射升空；1989年前蘇聯(lián)發(fā)射了一顆高能天體物理實驗衛(wèi)星DDGRANAT，它載有前蘇聯(lián)、法國、保加利亞和丹麥等國研制的7臺探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發(fā)現(xiàn)象的觀測與監(jiān)測；1990年6月，倫琴X射線天文衛(wèi)星簡稱ROSAT進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現(xiàn)在它已基本完成預定的觀測任務；1990年12月"哥倫比亞"號航天飛機將美國的"寬帶X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測；1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛(wèi)星由火箭送入軌道；1996年美國發(fā)射了"X射線光度探測衛(wèi)星"XTE，1999年7月23日美國成功發(fā)射了高等X射線天體物理設備CHANDRA中的一顆衛(wèi)星，另一顆將在2000年發(fā)射；1999年12月13日歐洲共同體宇航局發(fā)射了一顆名為XMM的衛(wèi)星。2000年日本也將發(fā)射一顆X射線的觀測設備。以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。γ射線望遠鏡:γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由于地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛(wèi)星搭載的儀器進行。1991年，美國的康普頓γ射線空間天文臺Compton GRO或CGRO由航天飛機送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高分辨率的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。CGRO配備了4臺儀器，它們在規(guī)模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研制成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著γ 射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四臺儀器分別是:爆發(fā)和暫時源實驗BATSE，可變向閃爍光譜儀實驗OSSE， 1Mev~30Mev范圍內(nèi)工作的成象望遠鏡COMPTEL，1Mev~30Mev范圍內(nèi)工作的成象望遠鏡COMPTEL。受到康普頓空間天文臺成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，準備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文臺之后的γ射線天文學的進一步發(fā)展奠定基礎。我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發(fā)展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡Space telescope?？臻g觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優(yōu)勢:以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動后，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬于空間望遠鏡。哈勃空間望遠鏡HST:這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文臺中的第一座，也是所有天文觀測項目中規(guī)模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建于1978年，設計歷時7年，1989年完成，并于1990年4月25日由航天飛機運載升空，耗資30億美元。但是由于人為原因造成的主鏡光學系統(tǒng)的球差，不得不在1993 年12月2日進行了規(guī)模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的分辨率比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。HST最初升空時攜帶了5臺科學儀器:廣角/行星照相機，暗弱天體照相機，暗弱天體光譜儀，高分辨率光譜儀和高速光度計。1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器:有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測范圍擴展到了近紅外并提高了紫外光譜上的效率。1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，并安裝了第三代儀器DD高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。HST對國際天文學界的發(fā)展有非常重要的影響。二十一世紀初的空間天文望遠鏡:"下一代大型空間望遠鏡"NGST和"空間干涉測量飛行任務"SIM是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動制冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF紅外空間望遠鏡的后續(xù)項目。它強大的觀測能力特別體現(xiàn)在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行于近地軌道的SIM采用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恒星的精密絕對定位測量，同時由于具有綜合成圖能力，能產(chǎn)生高分辨率的圖象，所以可以用于實現(xiàn)搜索其它行星等科學目的。"天體物理的全天球天體測量干涉儀"GAIA將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA采用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。