文|樹洞檔案
編輯|樹洞檔案
前言
在20世紀80年代中期，科學家們發現了一個新的靈敏度障礙。
由於渴望光子的宇宙學是當時最活躍的天文學領域，這也導致其無法進入更大的望遠鏡直徑，也無法通過進入太空來完全消除大氣的限制。
按照今天的標準，目前的8米和10米的望遠鏡，以及哈勃太空望遠鏡是非常小的，但也得益於不受大氣影響而完美成像。
望遠鏡尺寸的增加得到了一系列的技術進步，這也大大降低了人們的成本和時間表。
這些包括計算機化設計、更快和改進的光學計算技術、使用高度方位配置來降低望遠鏡安裝的質量和成本，以及對小圓頂和建築的快速比。
信號干擾比與信噪比
現代天文探測器是「線性的」，或者幾乎是線性的，這意味著記錄的信號將與接收到的光子數量成正比。
但是，正如我們在上面所看到的，除了感興趣的物體之外，還有幾個「背景」輻射源會影響探測器。
那麼，問題是從這些額外的有害電子流中提取來自源的真實信號，一開始人們可能會假設一個信號應該比背景更強，而這將是檢測它的條件。
然而，事實並非如此，因為背景的平均值可以從信號中減去，因此，這是不相關的。
重要的是背景平均值周圍的波動，這被稱為「背景噪聲」，類似於無線電廣播的「靜態」。
在後一種情況下（背景和衍射受限），以望遠鏡直徑的四倍功率達到給定的信噪比所需的時間，10米的望遠鏡比1米的望遠鏡快10000倍。
在實踐中，這意味著大型望遠鏡將隨時準備好獲得小型望遠鏡基本上無法達到的極限震級，但這兩種條件，即天體背景限制光學和衍射限制光學，都必須得到滿足。
這是基於衍射限制光學的太空望遠鏡的情況，只要探測器的噪聲可以忽略不計。
在中紅外（例如，10µm）的地面上也是如此，因為探測器幾乎是完美的（至少對於巨大的背景），而且成像是准衍射限制的（光學產生的圖像大小隨著波長的增加而增加，而觀察則下降）。
恆星
當太陽回到當地的子午線時，已經過去了一天，然而，由於地球圍繞太陽旋轉，在子午線上的遙遠天體將在不到一天後返回子午線，大約一天的1/365或大約4分鐘。
恆星日是在給定恆星的子午線上連續通道之間的時間間隔，等於23 h 56 min 4s。
有時使用一個系統是很方便的，在這個系統中，天數是連續編號的，而不是以月和年來測量。這是對變星和空間天文台的研究的情況，它們正在持續運行，不依賴於基於人類的時間表。
在這種情況下，當地中午通常的做法是使用「朱利安日期」，從任意一天的1月1日開始，每天從中午開始而不是午夜開始。
儒略日數（JD）列在《天文年曆》中，也可以用以下公式計算：JD = 2451544 + 365(Y − 2000) + N + L − 0.5。
算式中，Y是本年度C.E.，N是自當年年初以來經過的天數，L是從2000年到本年之間發生的閏年數。
坐標系統
觀測者可以為他們的研究領域選擇最方便的系統（例如，銀河系研究的銀河坐標）。
但是，當涉及到定義要觀測物體的位置時，只使用赤道系統，因為它是根據地球定義的，但與一天中的時間和望遠鏡在地球上的確切位置無關。
該系統以地球為中心，以垂直於地球旋轉軸的平面天球赤道作為參考平面，緯度角被稱為「赤緯」，縮寫為DEC或δ。
它從天球赤道開始，以度來測量，對北半球的物體是正的，經度角稱為「直經角」，縮寫為RA或α，以小時、分、秒為單位測量，向東為正方向。
右經的參考方向是任意的，並被選擇為春分(γ)，即太陽在春分時穿過天球赤道的點。
對於地球上的觀測者來說，一個給定天體的位置是通過確定其當時的時角（HA）來確定的，小時角是沿天球赤道從當地子午線到穿過物體的小時圓向西測量的角。
HA以小時、分鐘和秒為單位表示，並由HA = ST − RA，其中ST是觀測時的恆星時間，RA是物體的直升
如果這個物體有一個正的時角，它是在天空的西部，如果它是負的，它是在東部，在赤道望遠鏡的情況下，它可以繞一個平行於地球旋轉軸的軸旋轉，小時角和赤角可以直接用來指向物體。
如果望遠鏡是一個「alt-az」，其旋轉軸為垂直和水平，就需要將被觀測物體的小時角和赤緯角轉換為高度和方位角。
此外，由於場在這種類型的安裝中旋轉，人們需要知道場的方向如何隨著望遠鏡的跟蹤而變化。
這是由「平行角」q定義的，q是連接目標與天頂的弧的位置角（在目標處從北到東測量），或者鬆散地說，是「直向上」的位置角，子午線上的物體的平行角為零。
其中h為海拔高度，A為從正北向東測量的方位角，HA為從南向西測量的局部時角，δ為赤緯角，ϕ為天文台的緯度。
天體目錄中給出的坐標需要根據實際觀測的時間和各種其他影響進行修正，這些修正曾經是觀測者的責任，但現在是由望遠鏡指向軟體自動執行的。
它們必須同時用於要被觀測的目標和所使用的引導星。
天體的位置通常參照太陽系的重心，並以RA和DEC坐標給出，其中RA起源於春分，但是地球的自轉軸並不是固定在空間中的。
太陽的重力場與地球的赤道凸起相互作用，產生一個扭矩，使軸繞軌道進入軌道（目前傾斜23◦27），周期為26 000年。
因此，春分在同一時期繞著天球赤道移動，每年上升50.25分，要指定一個天體坐標系，就必須指定其日期。這個日期被稱為「春分」，並且總是與RA和DE2月一起給予（例如，1900、1950、或2000）。
春分與觀測的時代是截然不同的，觀測的時代是春分發生的絕對時間。
因為恆星（和其他物體）移動，甚至相對於慣性坐標系，測量位置（或指定位置）的完整定義必須包括春分和時代；因此，一個位置可以被稱為「春分1950，時代2001.456」，後者指的是真實的觀測日期。
需要強調的是，時代和春分很少是相同的，而像矮星這樣快速移動的物體的位置混淆是由於將這兩個術語合併為時代的普遍習慣造成的。
疊加在進動上的是一個要小得多的旋轉軸的「點頭」運動，這是由月球的引力拉動赤道凸起部分引起的。
這種效應的振幅是可變的，其周期為18.7年。
天體運動
恆星的固有運動是由於它們相對於太陽的固有運動，幾百顆恆星每年的適當運動大於1顆。
地球繞太陽的軌道運動產生了一個視差，這對於銀河系外的物體和遙遠的恆星來說可以忽略不計，但需要對最近的恆星，特別是潛在的引導星進行修正，因為這種影響可能是一弧秒的很大一部分。
當已知時，恆星目錄給出的恆星的日心距離為「秒」（1秒的恆星的年視差為1），由此可以計算出年視差。
星光畸變
星光的像差是指，一個天體由於有限的光速度而從它在天空中的真實位置上發生的明顯位移。
以v的速度穿過空間的望遠鏡必須向前傾斜的角度v/c弧度，其中c為光速，才能指向目標的表觀位置。
望遠鏡通過空間的速度的主要組成部分是由於地球繞太陽的速度（年像差），大約是30 km/s，當目標在垂直於地球運動的方向上，達到20.5時，效果最大。
天球上任何一個點的像差全年都形成一個橢圓，這個橢圓是黃道極的一個圓，沿黃道坍縮成一條線對於地面望遠鏡來說，一個次要的組成部分是由於地球繞其軸的旋轉（日像差）。
這種影響在赤道處最大（速度為0.46 km/s），並導致最大像差為0.3，對於在近地軌道上的天基望遠鏡，由於太空飛行器的軌道速度，還有一個額外的組件。
這個軌道速度約為7 km/s，並產生高達5 km/s的像差，由於星光像差是場角的函數，因此場中所有點的像差都不相同，特別是對於主要目標與-`a-相對導星，它可能在幾弧分鐘之外。
如果使用引導星來細化望遠鏡的指向度，就必須考慮到這一點，在典型的觀測時間（幾個小時），由於地球在空間運動的速度分量基本保持不變，對於目標星和引導星之間的任何差異，目標星和引導星的表觀位置不會改變。
然而，對於近地軌道上的空間天文台來說，情況並非如此，因為太空飛行器的軌道周期與觀測時間的軌道周期具有相同的數量級。
這種效應被稱為「差速像差」，要求不斷調整導星在視場中的位置，以保持目標在焦平面上的位置。
必須強調的是，這種效應只對環繞地球近軌道的天文台重要。
對於處於漂移軌道或太陽-地球系統的第二個拉格朗日點的天文台來說，這是微不足道的。
總結
一旦校準，望遠鏡通常可以指向一個新的領域，地面望遠鏡的絕對精度約為1，太空望遠鏡的絕對精度約為10。
這可能足以進行寬視場成像，但小視場成像和光譜儀需要更精確的指向，這是通過各種被稱為「目標獲取」的技術來實現的。
一旦按需要指向，望遠鏡必須「跟蹤」以補償太空望遠鏡的慣性漂移，或地面望遠鏡的地球自轉。
然而，跟蹤是一種「開環」程序，這意味著它依賴於姿態傳感器或編碼器提供的信息。
為了提高指向精度和補償隨時間變化的光學、熱或重力效應，有必要關閉觀測場本身上的指向系統迴路。
這通常是通過在視野中使用相對明亮的恆星來完成的，這被稱為「引導星」。
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