太阳望远镜的历史与今天（下）

为什么太阳望远镜的口径较小？ 太阳望远镜的成像系统是通过透镜或凹面反射镜把太阳像成在焦点上,在焦平面后面通常接有分光设备及探测器。因为不再有目视观测,专业的太阳望远镜已经不再配有目镜。太阳望远镜的性能也不再用倍数,而是用分辨本领来描述。一般来讲,望远镜的口径越大,分辨本领越大,我们看到的太阳就更加清楚。     

射电天文4—40GHz超宽带低噪声放大器设计

超宽带接收机面临众多技术挑战,而关键技术难点之一是超宽带低噪声放大器.采用以砷化镓材料为基底的70 nm栅长改性高电子迁移率晶体管和双电源偏置4级放大电路结构,设计了一款4–40 GHz超宽带低噪声单片微波集成放大器,完整覆盖C、X、Ku、K、Ka共5个波段.设计仿真结果表明,该放大器增益为(40±2.5) dB,常温下噪声温度平均95 K, 4–12.5 GHz噪声温度全频带低于83 K,直流功耗130.5 mW.整个频带内输入反射系数典型值-10 d B,输出反射系数典型值-15 d B,全频带范围内稳定,无自激振荡现象.该器件可做为前置放大器,应用于超宽带接收机和大规模多波束接收机中,可有效提高射电望远镜观测效率.     

欣逢日食话太阳

说起来,在所有的宇宙天体中,太阳是与人类关系最为密切的天体。 早在古代,中国古籍上就有对太阳黑子和日食现象的记载。1609年伽利略率先用天文望远镜观测太阳黑子,1666牛顿用棱镜发现了太阳光谱。19世纪以来,科学家们发现了太阳活动与气候的变迁和地球物理现象有密切关系,并开始深入研究太阳本身以及日-地关系。     

基于相位差方法的天文目标高分辨率成像研究

基于相位差方法的天文目标高分辨率成像,是利用在焦面和离焦位置上同时采集的一对或者多对短曝光图像,对目标和大气湍流引入的波前相位分布进行估计．在计算机模拟望远镜成像系统和相位差方法图像采集过程的基础上,利用信号估计和最优化理论,确定了高斯噪声模型下的目标函数,采用适合于大规模无约束优化的有限内存拟牛顿法对图像恢复问题进行了数值求解．恢复结果表明,基于相位差方法的高分辨成像技术,可以有效地克服大气湍流的影响,解决天文扩展目标的图像恢复问题．     

宇宙画廊

新年伊始有人说,哈勃空间望远镜拍摄到的这个星系,看上去就像一道宇宙瀑布。大量年轻恒星的存在,给星系营造出好似蓝色薄雾般的视觉效果,而细看这些恒星,也给人一种好像从上方倾泻而下的感觉我们选择这幅影像,除了看中其特别的外观,也希望以这样一个酷似阿拉伯数字1的星系来呼应2021年1月这个新的开始,预祝大家在新的一年里一切顺利。     

世界最大天文望远镜将安放在智利

2009年11月13日,在智利北部欧洲南方天文台（ESO）所属的帕拉纳尔天文台——甚大望远镜（VLT）之家,科学家们用气象探针挂在气球下升空,这种探针称为无线电探空仪,测量各种大气参数并把其传输到地面接收机;来自欧洲南方天文台、加拿大莱斯布里奇（Lethbridge）大学和智利Valparaiso大学的的研究者,     

近地天体望远镜配置大阵面CCD后轴外像差的校正

近地天体望远镜由SI600S (4k×4k) CCD升级为STA1600LN (10k×10k) CCD后,观测视场由4 deg~2增至9 deg~2,可用视场直径由望远镜原设计视场的3.14°增至4.28°,超出原设计36%,同时作为CCD密封窗的场镜增厚8.75 mm;两个因素导致10k CCD成像的轴外像差增大,视场外围的像质变差.依据望远镜原始设计光学参数,借助光学设计软件ZEMAX进行像质改善尝试,最终选择在10k CCD场镜前插入一个由两片球面透镜组成的场改正镜,使10k CCD的轴外像差得到校正.同时还提出了一个进一步拓展近地天体望远镜观测能力的设计方案,将望远镜的可用视场从目前的14.38 deg~2扩展至28.27 deg~2.