文|樹洞檔案
編輯|樹洞檔案
前言
由於大氣湍流的影響，地面望遠鏡從未達到它們的角度解析度潛力，但通過前往更好的地點，它們逐漸獲得了收益。
現在，大氣湍流補償技術有望在至少部分天空上接近理論極限。
干涉測量技術，包括結合幾個望遠鏡的光，儘管靈敏度有限，使它有可能達到比單個望遠鏡更高的解析度。
當完成後，超大望遠鏡干涉陣列（VLTI）和凱克干涉儀將達到毫弧秒的解析度。
目標捕獲與目標搜尋
根據所需的精度、目標的亮度、精確目標坐標的可用性、儀器是否具有成像模式等，有許多可能的採集方案，但一種常見的方法如下：
當定位目標所需的精度不高時（例如，幾弧秒，如廣域成像的情況），望遠鏡只是使用其姿態傳感器或編碼器指向，這被稱為「盲指向」。
如果所需的精度比指向系統的能力要好，但仍然不是太大（例如，一小部分弧秒），那麼所需要的就是通過識別現場中的一個物體來改進望遠鏡的指向。
如果目標本身可以被觀察到，人們就可以簡單地移動望遠鏡，使目標落在所需的基準必須識別出一顆已知坐標的亮星，這樣的恆星被稱為「參考星」。
在恆星的預期位置和實際位置之間的天文觀測，這種過程被稱為「偏移」，要求望遠鏡的小開環操作足夠精確（例如，10弧分鐘偏移超過100mas）。
當需要更高的精度時，例如使用非常小的狹縫（例如，10 mas）的光譜學，如果有儀器的成像模式，就有必要使用儀器的成像模式來「觀察」科學目標。
峰值包括在規定的模式中進行輕微的指向變化，記錄在儀器的孔徑中接收到的通量，並確定使通量最大化的指向方向，從而將目標集中在孔徑中。
如果目標太微弱，成像模式或峰值程序無法工作，唯一剩下的可能性包括高精度地確定目標相對於附近參考星的位置（例如，通過測量之前拍攝的長曝光圖像）。
然後將望遠鏡指向該參考恆星，在其上達到峰值，然後被目標/參考恆星矢量偏移，這個過程被稱為「盲偏移」。
在視覺採集的日子裡，首先獲取目標，然後打開引導。
但是，隨著現代自動化和提高指向精度的需要，在啟動目標採集之前，讓望遠鏡進行跟蹤和引導是更有效的，有時也是必不可少的。
這確保了上述程序在採集階段不會被指向漂移所擊敗。
導星系
雖然有時可以引導目標本身，但一般的程序包括使用一個專用的焦平面儀器，稱為「引導儀」，在現場成像一顆或可能的兩顆明亮的恆星，並相應地糾正指向。
直到最近，引導星的選擇都是「機會主義的」；也就是說，用於引導的恆星將在將望遠鏡指向預期的視野後確定。
在20世紀80年代計劃使用哈勃太空望遠鏡時，人們意識到，高效的操作需要整個過程的自動化。
這導致了一個完整的高達大約14.5星級的全天候恆星目錄的創建，被稱為「哈勃太空望遠鏡指南恆星目錄」。
這個目錄是基於用施密特望遠鏡進行的攝影。
北半球帕洛瑪在加利福尼亞，在澳大利亞在南半球。通過掃描微密度計對平板進行數位化，並對得到的數字圖像進行處理，以以計算機形式確定7至16星等範圍內所有恆星的位置和亮度。
這個目錄包含了大約1900萬物體，給出了上升和每個物體的絕對精度約為1弧秒，相對於鄰近物體的相對精度約為0.3。
亮度在8個光譜帶通道中給出，精度為0.01量級。
如第谷和希帕爾科斯目錄，它們提供更準確的位置（在1到10 mas範圍內），但對於更亮的恆星（V < 11），這兩個目錄都是基於希帕爾科斯天文測量衛星獲得的數據。
望遠鏡和干涉儀
望遠鏡有一個完整的或幾乎完整的主鏡，該主鏡有一個單一的光學圖形，無論是否分割，並使用一個單一的安裝指向。
還有另一種收集天體光的方法，以犧牲靈敏度為代價來強調角度解析度，即將收集區域分散到兩個或更多廣泛分離的孔徑中。
這些天文儀器被稱為這兩種類型的樂器之間沒有根本性的區別，如圖所示，干涉儀可以看作是一個不完整的傳統望遠鏡。
干涉儀提供的信息被稱為「干涉條紋」，而不是「圖像」，但物理原理是相同的，一幅圖像只不過是由一系列子光圈產生的干涉條紋的累積。
然而，望遠鏡確實提供了觀測到的場的真實和直接的圖像，而干涉儀產生的信息是編碼在邊緣的。
相反，對於一個給定的總主鏡面積，干涉儀的解析度可以比傳統的全孔徑望遠鏡高几個數量級，只有兩個孔徑的干涉儀在天文應用中非常有限，因為它們只提供連接兩個孔徑的矢量方向的信息。
但是真正的成像（即二維成像），可以通過使用幾個孔（通常至少六個）和在單個孔的空間重新排列後進行連續測量來獲得。
這種重新排列可以通過物理上改變孔徑分布的幾何形狀，通過圍繞視線旋轉整個子孔徑（在地面上，這種旋轉是由於地球的旋轉而「免費」獲得的），或者通過兩者的組合。
這種過程被稱為「孔徑合成」，因為人們本質上以順序的方式重建等效單孔徑望遠鏡的全孔徑。
「孔徑稀釋」的概念被用來量化孔徑的豐滿度，孔徑稀釋是收集面積與限定單個孔徑的圓的面積的比值。
傳統望遠鏡的稀釋倍數接近1。典型的干涉儀的稀釋度約為1%，干涉儀的缺點是靈敏度下降。
這可以通過將由全孔徑形成的圖像與具有相同收集面積的未填充孔徑形成的圖像進行比較來理解，稀釋後的孔徑的核心更窄。
光束的強度較低，機翼中不可忽略的光量可能會在背景噪聲中丟失，並且難以通過圖像處理來恢復。
由單獨的望遠鏡組成的干涉儀具有特別不同的光學和機械要求：單個望遠鏡的光路必須保持相同的一小部分波長。
儀表主要類型
天文觀測分為兩大類：成像，一個記錄一個或多個天體的圖像以測量其形狀和相對亮度；光譜學，一個分散入射光以測量接收光的強度作為波長的函數。
然而，這兩類圖像並不總是明顯不同的，因為相機可以通過在不同的光譜帶中拍攝一系列圖像來粗略地分析強度作為波長的函數，而且一些光譜儀可以用來在窄光譜帶中重建圖像。
然而一般來說，成像是指直接成像到探測器上，使用濾波器來控制光譜帶通，而光譜學指的是通過分散元件或干擾產生連續的光譜。
相應的儀器分別被稱為照相機和光譜儀（或光譜儀），光譜儀類中的一種特殊情況是光度計，它用於在給定的光譜帶通中測量單個物體的光強。
最簡單的照相機是直接放置在望遠鏡焦平面上的探測器。
如果望遠鏡的像差，特別是場曲率，小可以忽略不計，這就避免了額外的光學，從而受益於高通量。
其主要缺點是濾波器在收斂光束中，其光學厚度改變了焦點，這可以通過在安裝不同的濾光器時重新聚焦或通過選擇濾光器的厚度作為其折射率的函數來緩解，這樣每個濾光器的光路徑長度都是相同的。
其他缺點是濾鏡可以非常大，特別是在寬視場相機的情況下，需要非常好的光學，因為任何缺陷都會直接影響焦點的圖像質量。
一個更好的解決方案是準直輸入光束，使濾波器在一個平行的光束中，焦點不受濾光器差異的影響，對高光質量濾光器的需求也不那麼嚴格。
這種配置還允許創建一個物理上真實的出射線瞳孔，通過將濾光器定位在瞳孔上，它們的大小可以被最小化，這也阻止光束作為場的函數「行走」穿過濾波器角度，這可能會影響傳輸。
還可以在出瞳處放置一個停止裝置，以控制雜散光，或者在紅外攝像機的情況下，防止周圍的紅外輻射到達探測器「冷停止裝置」。
該解決方案的另一個優點是，通過調整兩個相機鏡頭（或鏡子）的相對放大率，可以改變望遠鏡提供的平板比例，以優化所使用的探測器的特定像素大小「像素匹配」。
光度計曝光計
光度計是一種在給定的光譜帶通內測量單個源的亮度的儀器，只需要一個單細胞探測器（例如，一個光電倍增管）。
隨著高光度質量的高效二維探測器的出現，在可見光和紅外，精密光度測量現在可以與現代光電相比。
但光度計在非常高精度或高速的明亮物體的光度測量和廉價的系統方面仍然具有優勢。
相機和光度計的主要區別是，在光度計中，探測器沒有放置在焦點處，這是因為單個細胞的敏感性可能在其整個表面上是不均勻的。
如果圖像在焦點處，檢測到的光電子與入射光子的比例可能會根據圖像實際形成的位置而變化，從而降低系統的光度精度。
通過在探測器前面直接插入一個透鏡，稱為法布里透鏡，以便將望遠鏡的主反射鏡重新成像到探測器上，換句話說，通過將探測器放置在出瞳處，來避免這種情況。
一個隔膜（也稱為光圈）被放置在望遠鏡的焦平面上，以阻擋來自源周圍天空的不必要的輻射，從而減少背景。
總結
光在各種條件下都可以偏振，這可以揭示發射源的重要特性。例如，極化伴隨著塵埃粒子的散射，如周圍的恆星或星際介質中發現的，這種影響通常很小（只有百分之幾），而且難以衡量。
測量偏振最簡單的方法是將雙折射材料放置在入射光束中，並將其旋轉以確定最大強度，從而確定偏振的方向。
但這種測量結果可能會受到儀器本身的光學特性所引起的偏振率的影響。
參考文獻:
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