空間天文技術
正文
在地面上觀測天體，必須通過大氣視窗，因而只能在幾個電磁波段內進行，就是在這些波段觀測，也要受到大氣和塵埃的干擾。空間天文觀測的特點，在於越過地球大氣這個障礙，對天體作全電磁波段的探測。人造衛星、火箭和氣球技術為空間天文學的發展提供了必要的手段。為了控制衛星、火箭的運行軌道和姿態，而採取遙感、遙測、遙控等技術，已建立起新的專門工程系統。天文工作者只需提出或選擇適當的方案，就可把全力放在最新探測技術的運用上。空間天文首先感興趣的當然是對關在地球大氣視窗之外的各電磁波段的探測,即對γ 射線、X射線、遠紫外線、遠紅外線以及從短波到甚長波的射電波的探測。即使是在地面天文傳統觀測的波段，大氣外觀測也有其特殊的優越性，不僅僅是擴大探測波段，而且還能提高觀測的極限星等和解析度，所以傳統的地面觀測也有必要到空間去進行。例如，用同樣口徑的光學望遠鏡放在空間觀測,其極限星等可暗1～5等；對於3米口徑的望遠鏡來說，由於避開了大氣擾動，解析度可達0奬04，不少雙星不必採用特殊技術即可直接分辨。空間望遠鏡在結構上、傳動和跟蹤等系統上都與地面上的望遠鏡有很大差別，重量輕得多。各種望遠鏡終端設備，基本上和地面的一樣，不過它們將是最完善的自動化遙控、遙測裝置。
宇宙γ射線探測 一般利用閃爍計數器探測低能γ射線。閃爍計數器中的閃爍體材料種類很多，空間天文中廣泛使用的是鉈激活的碘化鈉NaI(T1),鉈激活的碘化銫CsI(T1)，鈉激活的碘化銫CsI(Na)等鹼金屬鹵化物組成的無機閃爍體。NaI(T1)的效率和能量解析度最高,但容易潮解。CsI則不容易潮解，機械強度較大,但能量解析度稍差。鑒於源的宇宙γ 射線背景輻射較強，空間探測的閃爍計數器都需採取主動和被動式的禁止和準直措施，並藉此取得γ 射線源的方向信息。研究宇宙γ 射線源的一個重要問題,也是探測γ 射線的一個嚴重困難,就是精確測定輻射源的方位。目前，普遍使用的是閃爍體的反符合禁止。如高能天文台 1號衛星的γ 射線能譜儀即是由一群NaI(T1)-CsI(Na)所組成。CsI(Na)作反符合，其中中心的NaI(T1)探測器直徑5英寸，厚3英寸,探測能量範圍為 0.3～10兆電子伏，其視場的半極大全寬約為40°。這種禁止方法使得整個儀器的重量大大增加，因此有人採用其他方法。例如,快門-遮蓋器式的準直器已用於氣球探測,遮蓋器可移動,產生20°左右的半極大全寬。還有反準直能譜儀,它利用一組平行的柱體NaI(T1)能譜儀繞一個同它們平行的軸轉動，當有一γ 射線點源時,必有一能譜儀為前面的所遮掩，產生調製信號,從而確定輻射源的方向。另一種廣泛使用的探測器是半導體探測器。它的最主要優點是能量解析度高，可用於γ 譜線測量。空間天文探測上較常使用的是鋰漂移型矽、鍺探測器。能量高於10兆電子伏的γ 射線探測使用火花室。火花室配有塑膠閃爍計數器和切連科夫計數器組成的觸發選擇系統，並在周圍包以塑膠閃爍計數器作荷電粒子反符合禁止。為了適應遙測需要，空間天文探測採用自動讀數技術，即所謂數位化火花室γ 射線望遠鏡進行磁芯讀數、聲波讀數和磁致伸縮延遲讀數等。超高能γ 射線由於流量極低,很難直接測量。對於能量大於1011電子伏的宇宙γ 射線，可利用觀測γ 射線在上層大氣中的級聯簇射所產生的切連科夫輻射來進行分析。這種輻射的光錐角小，約為2°,到達地面展開為5×104平方米的面積，閃光延續時間約為10-8秒,可用大望遠鏡對它進行光電觀測。觀測需要在無光、無雲和無月的條件下進行。美國亞利桑那州海拔2，300米的霍普金斯山史密森天文台安裝了一架有效直徑為10米的綜合口徑光學望遠鏡，作了這種觀測的嘗試。當γ 射線能量大於 1014電子伏時，則可在地面直接探測γ 射線在大氣層中產生的廣延空氣簇射。γ 射線產生的廣延空氣簇射與其他宇宙線所產生的相比，僅含少量μ 介子，因而能給出超高能宇宙γ 射線的信息。
X射線探測 對於大於10千電子伏的硬X射線，如同探測低能γ 射線一樣，可用閃爍探測器，不過閃爍體可薄些。對於2～20千電子伏能段,普遍使用各種充有不同惰性氣體的鈹窗正比計數器（下稱正比管），探測能段有時延伸到60千電子伏。正比計數器有一定的能量分辨特性,可給出粗略的能譜信息。由於宇宙X射線源的流量弱,並有快速的時間變化特徵,因此需採用大面積視窗的正比管，它是由許多正比管組合而成的。如“自由號”小型天文衛星所載正比計數器,有效面積達840平方厘米；高能天文台1號衛星內的正比管面積有達8,800平方厘米的。硬X射線探測和γ 射線探測一樣,還無法成像。而對天文研究說來，源的方位又是極為重要的信息。目前是用板條式準直器和調製準直器定方位。前者是用鋁片做成的柵格筒狀物，置於正比管視窗前，以限制探測器視場。這種限制對X射線來說比γ 射線容易得多，可達1/2度，所定方位的準確度可達幾十分之一平方度。調製準直器的解析度可達5″左右。它在正比管前精密地、有規則地排列數層絲柵,通過對X射線源掃描所得到的流量變化的信息，而定出源的位置和大小。
X 射線源的探測是在相當複雜的背景上進行的。其中軟X射線瀰漫背景可通過限制視場來減少其影響,但宇宙線、高能帶電粒子、大氣γ 射線等可從四面八方進入正比管,由此提出排除背景的技術問題。在X射線探測中，排除背景的方法之一是採用主動式的反符合禁止，如同γ 射線探測中所採用的那樣；另一種有效的方法是脈衝形狀鑑別技術。它是使用正比計數器時廣泛採用的一種方法。因為脈衝上升時間將隨著 X射線和高能粒子在正比管中產生的離子對的路程長度不同而變動，高能粒子脈衝的上升時間慢得多，藉此也可以鑑別。
目前，軟 X射線的探測在0.1～2千電子伏之間進行。太陽的軟X射線流量很強隨時間變化不快,所以有時也可用電離室來探測。對於宇宙軟X射線源的探測,普遍使用正比計數器。電離室或正比管的視窗材料均用有機薄膜，以提高低能部分的透過率。軟X射線產生的電信號,不經放大，想進行脈衝計數是困難的，所以對於要求高時間解析度的探測，非用正比計數器不可。正比管在軟 X射線情況下能量解析度雖然很低，但多少還可提供一定的能譜信息。有機薄膜窗的氣體密封性較差，氣體能漸漸滲透，因此一般採用流氣式，並配以補氣裝置。軟 X射線和硬X射線不同，它可利用掠射X射線望遠鏡進行集光和成像。這樣，雖則有機膜窗正比管很難把視窗面積做得大，但可用望遠鏡的集光作用彌補正比管的視窗面積受限制的缺陷。不過製作X射線望遠鏡,尤其是要製作口徑大、質量高的望遠鏡，在技術上還存在許多困難。掠射望遠鏡有效集光面積小、焦距長，在體積和重量上比光學望遠鏡大得多。近年來已經成功地用 X射線望遠鏡取得太陽X射線像。對於X射線視亮度很強的太陽，還用過 X射線針孔成像方法和菲涅耳環板。不過這些方法和手段對於宇宙X射線源的探測,則不合適。正比計數器的能量解析度對於軟X射線能段說來是很低的，因此,要得到精確的能譜信息，特別是研究譜線時，應使用光譜儀。目前採用的兩種儀器是布拉格分光儀和無縫分光儀。前者以晶體的布拉格散射為基礎，晶格形成一個三維的衍射陣列。根據布拉格條件,它把一定波長的X射線集中反射在以掠射角為中心的很窄的角度範圍內。可根據研究的能段選擇不同的晶體。布拉格分光儀適用於譜線輪廓、譜線位移等高解析度的研究,λ/Δλ約為103。無縫分光儀是在X射線望遠鏡前放一透射光柵,在望遠鏡焦平面形成衍射像。它的解析度較差，λ/Δλ約為 50～100，其優點是可以觀測弱源，並同時研究較大範圍內的能譜。
紫外輻射的探測 紫外探測器系統由望遠鏡及其終端設備組成。這種望遠鏡與傳統的光學望遠鏡十分類似。不過某些材料是有差別的,如成像系統用的透射材料;此外，反射鏡面常在新鮮的鋁面上鍍一層極薄的氟化鎂作保護。終端設備同樣也有照相乳膠、光電倍增管、像增強器等。不過光陰極材料是和可見區不同的；照相底片的差別，是在普通乳膠中加進螢光物質或使用舒曼乳膠。輻射接收器和可見光波段所用接受器的不同之處，只在於前者因探測波段靠近 X射線而有時也可採用電離室等核輻射探測器（見紫外天文學）。
紅外和遠紅外輻射的探測 紅外輻射的部分波段也為大氣所阻。紅外天文學的探測方式也同光學觀測類似，望遠鏡結構形式與光學波段相同，但精度要求較低。紅外探測器在1～4微米波段主要用液氮冷卻的硫化鉛等光導型元件,4微米以上主要使用液氦冷卻的鍺摻鎵等測熱計。在紅外光譜研究方面,除傳統的光譜掃描方式外,傅立葉變換分光儀得到迅速發展。遠紅外或亞毫米波介於紅外和微波區之間（50微米～2毫米）,其探測技術兼有二者的特點。在此波段的短波端採用紅外技術，探測器用液氦冷卻的鍺測熱計等，長波端用有晶體混頻器的超外差式甚寬頻帶接收機。最有前途的可能是銦- 銻光導型探測器和鍺測熱計。與紅外輻射探測一樣，遠紅外輻射也廣泛使用調製技術和傅立葉分光技術。遠紅外輻射完全為大氣所阻，必須在大氣外進行探測。紅外與遠紅外探測是正在發展中的技術。鑒於天體在這些波段的輻射一般較弱，需要較大的望遠鏡，探測器也需要液氦冷卻。因此，大氣外紅外探測雖然有其廣闊的遠景，但是目前進展仍很有限。
短波到甚長波的探測 大氣視窗在射電波段的長波端，打開到約30米波長左右，對於更長的短波到甚長波電磁波段的探測，就要由空間天文來承擔。這個波段的實驗技術在地面上早已成熟。隨著空間技術的發展，已通過不少遠地軌道衛星和行星際探測器，利用這一波段對太陽、行星和行星際空間等作了探測，並取得一定成果。但是由於星際電離氫的自由-自由吸收(見恆星大氣的吸收和散射),要接收到比太陽系附近更遠處的頻率低於 1兆赫的射電波信息仍有困難。要越過太陽系探索更遠的宇宙，則需要使用高解析度的甚長基線干涉儀和綜合孔徑射電望遠鏡。
