实测期末考试第一章一、天体信息的来源：1、电磁波：人类认识宇宙、了解天体的最主要途径；2、宇宙线：来自宇宙空间的各种高能粒子：质子、α粒子、电子；3、引力辐射；4、中微子辐射；5、实物：陨石、月球岩石样本。

二、天体信息的获取：三、地球大气对天文观测的影响1、改变天体辐射的方向：大气折射2、地球大气本身的辐射：3、改变天体辐射的成份和强度：（1）大气消光：大气分子和固体微粒对辐射的吸收和散射作用：–减弱了天体辐射的强度–改变了天体辐射的能谱（2）大气中O3，O2，N2，CO2，H2O等分子的吸收作用产生大量的吸收线和吸收带。

4、大气对电磁波的吸收。

第二章一、表征望远镜光学性能的物理量：1、口径：通常指物镜的有效口径，即未被镜框遮挡住的那部分物镜的直径，用D表示2、相对口径A：物镜的口径D与其焦距f1’的比值A=D/f1’。

3、焦比：相对口径的倒数，即1/A4、放大率：目视望远镜的放大率指的是角放大率，底片比例尺：就是在视场中央底片上单位长度所对应的天体上的角距。

大小为1/f1’5、视场：能被望远镜良好成像的天空区域的角直径。

6、贯穿本领：在晴朗无月的夜间用望远镜观看或拍摄天顶附近的A0型星，所观测到的最暗星的星等。

7、分辨角：对目视望远镜而言，两个天体或一天体的两部分的像刚刚被肉眼分辨开时，它们所对应天球上两点的角距称为分辨角，分辨角的倒数称为分辨本领。

照相望远镜：在拍摄底片上，两个刚刚能分开的极限星（能拍摄下来的最暗的星）所对应的角距称为照相望远镜的分辨角。

二、望远镜分类：折射式望远镜：伽利略式开普勒式反射式望远镜：牛顿系统主焦点系统卡赛格林系统耐斯系统R-C系统折轴系统折反射式望远镜：斯密特望远镜优点：相对口径大，在口径和相对口径相同的情况下，视场更大。

缺点：矫正板难于加工，有挡光作用，镜筒较长马克拖夫望远镜优点：镜筒短，球面加工容易。

缺点：视场较小，改正板较厚，光能损失严重贝克尔系统—马克拖夫卡赛格林系统三、各类望远镜的特性和用途1、反射式望远镜的优点：完全没有色差反射式望远镜对近紫外和近红外波段反射率较高光能损失较小。

折射式透过率低。

反射式口径可以做得很大，而折射式由于透镜吸光和自重变形随口径的增大而迅速增大，口径无法做大，所以反射式贯穿本领大，相对口径大，大口径的反射式望远镜可以兼有数种系统。

镜筒更短2、折射式望远镜的优点：工作视场大，一般可以达到几度到十度，底片比例尺较小，分辨本领较高，受温度变化和镜筒弯曲的影响较小，星象稳定，散射光较小。

四、望远镜的机架结构及装置一般要求：能够方便而准确地指向待测天体，能够跟踪因地球自转而做周日视运动的天体。

常有赤道式和地平式两种装置。

赤道式的两条轴：极轴（赤经轴，只改变赤经），赤纬轴，（只改变赤纬）。

赤道式存在重力变形问题。

地平式的两条轴：垂直轴和水平轴五、先进天文技术主动光学技术：改正主镜镜面本身由于望远镜指向变化引起的镜面变形。

薄镜面主动加力矫正技术：减小重力变形和热变形的影响自适应光学技术：将波前探测器测出的信号输入计算机，计算出镜面需要做多大的改正以补偿波前变化。

六、天文台址的选择：衡量天文台台址的好坏的指标：1.台址的大气特点：– 大气宁静度– 无云或少云的天数– 大气中的水汽含量– 大气中雨、雪等沉降物的情况– 风力– 大气消光2.台址的基本指标：– 海拔高度– 地形情况– 温度情况– 沙暴和尘埃情况– 地质活动3.人类活动情况：– 背景天光– 大气污染情况其他– 水电供应– 交通和生活设施 从已选定的优良台址的分布看，它们主要集中在受冷洋流控制下的沿海高山地带以及大洋中的孤岛上。

这些地方气流平稳，大气宁静度好。

• 台址高于大气中的气流层，所以晴夜多。

水汽含量少，减少了大气对光辐射的吸收和消光作用。

• 优良的台址还必须远离人类活动的地点，以防止人工照明引起的背景光的污染。

大气宁静度（视宁度seeing）• 是一个描述望远镜星象的不规则运动和弥散的物理量。

• 是由于地球大气的扰动而形成的。

由于大气的扰动，大气层各点的温度会产生微小的差别，从而引起大气中气体的密度和折射率的改变。

导致背景天光的主要因素有：大气对天体辐射的散射和吸收、月光、城市夜天光。

第三章：辐射探测器一、反应探测器性能的参数：1、量子效率QE是指光子和探测器作用时，产生光子数与入射光子数之比。

是用来判断探测器灵敏度的指标。

可探测量子效率DQE：探测器输出信噪比平方与输入信噪比平方之比DQE=（S/N）2out/(S/N）2in表示信号由于通过探测而引起的变坏。

理想情况下QE=DQE2、响应度：又称灵敏度，入射单位功率的辐射流所引起的探测器输出信号的反应。

线性：当输入通量增加，输出信号随之成正比增加，输出信号与输入通量的比率不变。

3、光谱响应：又称为分光灵敏度、分光响应。

指单色辐射作用时探测器的响应度，用于表示探测器对不同波长辐射的响应特性。

探测器的光谱响应常用量子效率来表征，QE随波长的变化即为光谱响应曲线。

4、分辨率：空间分辨率-描述探测器鉴别空间密集像点的能力，通常以每毫米所能分辨的线对的数目来表示。

时间分辨率-指探测器纪录或反应辐射快速变化的能力。

从辐射进入探测器，到探测器发生反应的这段时间称为响应时间。

5、探测率：探测器能探测到的最小辐射功率的倒数。

探测率是描述一个探测器性能的重要参数，探测率定义为等效噪声功率（NEP）的倒数。

等效噪声功率是指当辐射信号入射到探测器响应平面上时，辐射功率所产生的电输出信号的均方根值正好等于探测器本身在单位带宽内的噪声均方根值，则这一辐射功率均方根值就称为探测器的噪声等效功率NEP,，也就是探测器产生输出信噪比为1时的入射辐射功率。

暗电流答：在无光照时由于热激励等因素，使得光探测器仍有电流输出，这种电流称之为暗电流。

暗流是表示红外焦平面探测器在无光照辐射条件下，由随机的热电子所引起的暗信号，表示单位时间内单个像元产生的热电子信号值来源：管脚漏电流；光电阴极或次及的热辐射；管类残留气体电离。

二、各类探测器：照相底片-将一些感光乳胶均匀地涂在玻璃底板上形成。

优点：尺寸大可以匹配望远镜大视场；分辨率高，储存的信息容量大。

光导探测器（光电导效应）答:利用半导体材料的光电导效应制作的光电探测器件。

基于半导体的光电效应，器件在光照下会改变自身的电阻率，器件表面层内产生载流子，并在外场作用下形成光电流，得到电流信号，利用这种原理制成的探测器叫做光导探测器。

光伏探测器答：利用半导体PN结光伏效应制成的器件称为光伏探测器半导体制成P-N结时由于存在浓度梯度电子与空穴相互扩散，在接触区域形成一个内建电场。

光照这种半导体时由于半导体对光的吸收而产生了光生电子-空穴对，它们在内建电场的作用下就会向相反的方向移动和积聚而产生电位差，这种现象就是光生伏特效应，利用光生伏特效应制成的探测器叫做光伏探测器。

利用外光电效应的器件有光电管和光电倍增管。

光电倍增管-原理：当光照射到光阴及向真空中激发出电子，在电场作用向进一步进入电子倍增及得到放大，放大后的电子被阳极收集形成阳极电流，在负载电压上产生压降形成输出电压信号。

光电倍增管的光谱响应：阴极接收入射光子能量激发电子，转化效率即为阴极灵敏度，它与入射光波长间的关系叫做光谱响应。

优点：量子效率高；动态范围大；高增益、低噪声；工作频率高，时间分辨率高，响应时间短，可以工作在紫外、可见光和近红外区，特别适合观测快速变化的弱源。

缺点：属于单元探测器件，线性度不是特别好，由于大部分是玻璃外壳抗震性能不好，有暗电流存在。

CCD结构：在P型或n型si衬底上生长一层绝缘的sio2，再光刻上电极，形成金属-氧化物-半导体电容阵列。

在衬底和电极间加上一个偏置电压（栅极电压），即形成了一个MOS 电容器5、原理：如果一个入射光子的能量E大于或等于这种材料价带与导带间的能隙Eg，就可以把一个电子从价带激发到导带形成自由电子，而价带电子的作用等效于一个正电荷的作用，形成电子-空穴对，在外加电压的作用下载流子分别向两极移动，电子被收集在电势高的n沟道中，形成一个电荷包，每个电荷包对应一个像元，通过改变CCD电极电压可以很快地将电荷包从一个电极下面转移到另一个电极下面，即从一个像元转移到另一个像元，直到全部输出。

1、光电效应将光子转化为电荷（电子）2、曝光时间里电荷在势井中积累3、曝光结束后电荷转移到读出寄存器4、将电荷转换成电压，放大读出优点：1、量子效率高一般可达60%2、空间分辨率高3、动态范围大4、工作范围内线性响应好5、有较好的累积效应缺点：无内部增益必须配备放大系统；紫外响应差；使用需要制冷，不然暗电流大。

第四章主要观测数据光学天文测量：•天体光度测量天体光度测量（简称测光）就是用辐射探测器配合望远.测定天体的照度，它常用视星等来表示。

天体光度测量可以解决的问.：通过测光，获得天体的视星等及色指数，可以帮助我们认正天体和其它方法配合，获得天体的绝.对星等、距离、有效温度及天体总.射等数据。

•天体分光测量天体分光学是应用光谱分析和分光光度测量方法来研究天体的特性。

基本问题是获得天体的光谱；基本仪器是光谱仪，它将来自天体的辐射分解为由各种波长的单色光组成的光谱。

光谱仪由三部分组成：准直系统-使入射光成为平行光。

色散系统（或干涉系统）-将天体辐射分解为光谱。

接收系统-用探测器将光谱纪录下来。

分光光度测量的任务是测定天体某波长处的单色辐射流或单色亮度，研究天体辐射随波长的分布，有连续光谱测量和谱线测量天体光谱中有些波长处的辐射会有突然较大的增强或减弱，这种在狭长波段范围内光谱能量的突变为发射谱线或吸收谱线。

•天体偏振测量响应函数：令qλ：望远.的透射（反射）系数；Tλ：滤光片的透射（反射）系数；Rλ：探测器的绝对光谱响应。

则整整个仪器系统的的分光特性由响.函数Φλ确定：平均波长：通带半宽：Δλ＝λb−λa是响应函数为最大值的1/2处所对应的波长间隔。

根据通带半宽的不同，通常将测光工作分为三大类：•宽带测光：Δλ>400Å•中带.光：70Å<Δλ<400Å•窄带.光：Δλ<70Å大气消光现象：天体的辐射经过地球大气时，其流量密度会有所下降，此即大气消光。

地球大气消光的物理机制是大气分子和固体质点对辐射的吸收和散射作用。

它既减弱了所接收到的天体辐射强度，又改变了天体辐射的能谱，使天体的颜色发生变化。

大气消光和背景天光有直接的联系。

大气消光值与背景天光值成反比，这是因为大气对天体辐射的散射越强烈，造成天光背景越明亮。

光学波段大气消光的主要原因：–瑞利分子散射：～λ－4–小颗粒水汽的散射–小尘埃的散射–氧分子及水分子的吸收大气质量M(z)：表示不同天顶距z处大气消光作用的差别。