巡天調查
的甚大望遠鏡4架8.2米中的兩架進行深度巡天結果的複合影像。]] 巡天調查或天文量測是對天空（或整個天空）中沒有特定觀測目標的區域進行的一般星圖製作或影像製作。或者，巡天調查可以包括對具有共同類型或特徵的天體的一組影像、光譜或其它觀測的結果。由於儀器的限制，測量通常局限於電磁頻譜的一個波段，儘管可以通過使用多個探測器進行多波段測量，但每個探測器對不同的頻寬敏感度不盡相同。 調查通常是做為天體目錄製作的一部分進行的。他們也可以搜索瞬態天文…
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共 35 篇文章
合成孔径
孔径合成是一种干涉測量術，通过整合多个望远镜采集的信号，生成等效于整个望远镜阵列尺寸的角分辨率图像 。该技术在每段基线距离和取向上，利用干涉仪的波瓣图样输出观测目标亮度空间分布的傅里叶变换分量，最终通过这些测量数据重建出天体的合成图像 。 參考文獻
射电望远镜
新南威尔士州帕克斯天文台的64米口径射电望远镜。]] （）。]] 射电望远镜（）是一个专门的天线和无线电接收机，在射电天文学用来接收天空中从天文射电源的无线电波。射电望远镜的外形差别很大，有固定在地面的单一口径的球面射电望远镜，有能够全方位转动的类似卫星接收天线的射电望远镜，有射电望远镜阵列，还有金属杆制成的射电望远镜。 1931年，美国贝尔实验室的央斯基用天线阵接收到了来自银河系中心的无线电波。随后美国人格羅特·雷伯在自家的后院建造了…
望远镜
，位於威爾遜山天文台的100英吋（2.54 公尺）的虎克反射望遠鏡。]] 望遠鏡是一種可以透過透鏡或面鏡將電磁波（例如可見光）折射或反射以協助觀察遠方物體的工具。已知能實用的第一架望遠鏡是在17世紀初期在荷蘭使用玻璃透鏡發明的。這項發明現在被應用在陸地和天文學。 在第一架望遠鏡被製造出來幾十年內，用鏡子收集和聚焦光線的反射望遠鏡就被製造出來。在20世紀，許多非可见光波段的新型式的望遠鏡被發明，包括1930年代的電波望遠鏡和1960年代的…
视宁度
視寧度在天文學中是指由於地球大氣層中的湍流導致的天體的影像的劣化，這種劣化可能會以模糊、閃爍或可變扭曲的形式顯現出來。這種效應的起源是從物體到探測器的光路上光學折射率的快速變化。在用望遠鏡進行天文觀測時，視寧度是角分辨率的一個主要限制限制因素，否則也會受到望遠鏡孔徑大小的繞射限制。如今，許多科學用的大型地面望遠鏡都包括調適光學系統，以克服視寧度的障礙。 視寧度强度通常由恆星（「視覺盤」）的長曝光影像的角直徑或「r0」來表示。視覺盤的直徑…
射电天文学
新墨西哥州的無線電干涉儀：甚大天線陣。]] 無線電天文學（），是天文學的一個分支，通過電磁波頻譜以無線電頻率研究天體。無線電天文學的技術與光學相似，但是無線電望遠鏡因為觀察的波長較長，所以更為巨大。這個領域的起源肇因於發現多數的天體不僅輻射出可見光，也發射出無線電波。 从天体而来的无线电波的初步探测是在1930年代当卡尔·央斯基观察到从银河到来的辐射。随后观察已经确定了一些不同的无线电发射源。这些包括恒星和星系，以及全新的天体种类，如電…
月球瞬变现象
对300处月球瞬变现象调查所绘制，显示了所发生事件的大致分布。红色是散发红色调事件；黄色为其余类型事件。]] 月球瞬变现象（ 或 ）是月球表面亮度、色泽或外观上的短暂变化。 由流星體撞擊月球表面發生爆炸產生的光度變化，稱為「月閃」現象。 有关月球瞬变现象的说法至少可追溯至1000年前，一些目击者或有声望的科学家曾独立地观察到这一现象。但大多数报道的月球瞬变现象都无法再现，令它不足以用作区分假说或解释起源的对照实验。 大多数月球科学家都承…
雷射導引星
的强大雷射導引星系統。.]] 雷射引導星是一種人造的恆星影像，用於大型天文望遠鏡的調適光學系統，以校正大氣擾動造成的失真（稱為視寧度）。調適光學（AO）系統需要一個稱為導引星的波陣面參考光源。為此，天然恆星可以作為點源，但並非天空的所有部分都有足够明亮的恆星，這極大地限制了自然導星進行調適光學上的使用性。取而代之的是，人們可以通過將雷射照射到大氣層中來製造人造導引星。光束發出的光被高層大氣中的成分反射回望遠鏡。這顆恆星可以定位在望遠鏡想…
望遠鏡類型列表
望遠鏡的分類有很多種方法，在主要的分類內，通常會依據專業、業餘、商業等再細分，而有許多種的類型。可以通過望遠鏡的光學設計，如折射望遠鏡進行分類；也可以依據他門所在的位置，例如太空望遠鏡來分類。一個主要的決定因素是光的類型，或是用於觀測粒子的設備，包括不能成像或使用可見光而被稱為"望遠鏡"。有些望遠鏡是依據它們執行的任務分類，例如：太陽望遠鏡是設計用來觀測太陽的，低成本和便於攜帶的杜布森望遠鏡，克服17世紀目鏡光學缺點的架空望遠鏡等等。 …
天文攝影
以單眼相機拍攝，並在後期處理中將多幀影像以球極平面投影方式接合而成的銀河全景。由於是在三月拍攝，右上方可見春季的黃道光。]] 拍攝的M66星系局部。哈伯搭載的相機配有能接收不同波長光線的濾鏡，將分光後各個不同波段的訊號疊加，便能得到彩色的影像，此影像即是由三個不同波段疊合而成。這類窄頻攝影技術的使用在天文攝影中十分普遍。]] 天文攝影（）為一特殊的攝影方法，用於記錄各種天體和天象，月球、行星、彗星甚至星雲與星系等。天文攝影不一定要在夜間…
大气质量 (天文学)
大氣質量（airmass），在天文學是指來自天體的光穿過大氣層的路徑長度。當光穿過大氣層時，會被散射和吸收而造成衰減；經過的大氣層越厚，衰減就越大。因此，在地平線上的天體不如在天頂時那麼明亮。這種衰減稱為大氣消光，可以通過比爾-朗伯定律定量表述。 大氣質量通常以相對於天頂抵達海平面的路徑做比較的相對大氣質量來表示。因此，定義路徑由天頂抵達海平面的大氣質量為1。隨著光源和天頂之間的夾角增大，大氣質量也會增加。在地平線時，其值約可以達到38…
開光
開光的第一幅影像。]] 儀器 VIMOS 開光的第一幅影像，目標是NGC 4038星系]] 開光（），在天文學中，是天文儀器（一般來說都是新儀器）在建造完成之後，第一次觀測或取得影像的行為，但這通常不是第一次使用這架望遠鏡進行觀測，因為在此之前已經在白天進行許多次的光學調整和組裝的測試。開光的影像通常只有少許的科學意義和品質不佳的成品，因為還需要調整望遠鏡的各種不同元件，才能達到最佳的效果。通常，會選擇一個著名的壯觀天體作為對象，儘管如…
主动光学
的主動光學促動器。]] 主動光學是在1980年代發展出來，使用在反射望遠鏡的一種技術，它主動的塑造望遠鏡的鏡面，以消除來自外部，例如風、溫度、機械應力變形等的影響。沒有主動光學，就不可能建造8米級以上的望遠鏡，也不會有拼接鏡面望遠鏡的可行性。 這種方法除了應用在北歐光學望遠鏡之外，也用在新技術望遠鏡、伽利略國家望遠鏡、凱克望遠鏡，以及所有在1990年代之後建造的大望遠鏡。 不要將主動光學與調適光學混淆在一起，後者是在短時間內運作，以糾正…
史匹哲鄰近紅外星系調查
和SINGS的資料合成的影像。像這張闊邊帽星系的紅外線影像，是目前為止最好的星系樣本影像。]] 史匹哲鄰近紅外星系調查（SINGS，Spitzer Infrared Nearby Galaxies Survey）是使用史匹哲太空望遠鏡在2003年至2006年間對75個星系進行的調查（研究）。 SINGS是望遠鏡的六個傳世計畫之一，全面蒐集紅外區域的光譜資料，意在連同其它波長的測量，提供洞察恆星形成和發展過程中，在星系內其它過程中的光譜資…
望遠鏡、天文台和觀測技術年表
望遠鏡、天文台和觀測技術年表 世紀前（BC） 西元前3500年 考古紀錄上最早的日晷是古埃及天文學和巴比倫天文學的方尖碑。 西元前1900年 在現今中國山西省臨汾市襄汾縣的陶寺觀象台。 西元前1500年 古埃及和美索不達米亞發明影鐘。 西元前600年 西元前11-7世紀，中國周朝在現今西安蓋了天文觀測用的靈台。 西元前200年 祕魯長基羅（Chankillo）觀測太陽的13塔天文台。 西元前100年 西元前206-220 BC，漢朝在長…
孔徑掩模干涉術
的次鏡前的孔徑掩模圖。實心黑色形狀表示子孔徑（掩模中的孔）。凱克主鏡段佈局的投影被疊加。]] 孔徑掩模干涉術（或Sparse aperture masking）是一種散斑干涉術，允許從地面望遠鏡（如凱克望遠鏡和甚大望遠鏡）進行成像，是詹姆斯·韋伯太空望遠鏡上的高對比成像模式。這項科技使地面望遠鏡能够達到最大可能的分辯率，使大口徑的地面望遠鏡能够產生比哈伯太空望遠鏡高得多的分辯率。望遠鏡上放置了一個掩模，只允許光線穿過少數孔。這個孔陣列就…
莫法特分布
莫法特分布（）是一个基于洛伦兹分布的连续概率分布，以加拿大天文学家（1969）命名。莫法特分布在天体物理上能够精确地描述点扩散函数。其他分布如高斯分布和洛伦兹分布都无法精确描述点扩散函数在两翼的特征。 表达式 直角坐标下， : f(x,y; \alpha,\beta)=\frac{\beta-1}{\pi\alpha^2}\left[1+\left(\frac{x^2+y^2}{\alpha^2}\right)\right]^{-\be…
散斑成像
Image:Zeta_bootis_short_exposure.png|圖為在大氣層存在的條件下，典型的短時間曝光聯星影像（影像中為左攝提三）。影像中的兩顆恆星應該是點狀，但是大氣層的存在使得兩顆恆星的成像呈班點狀（一個在左上方，其他的在右下方）。這些班點會讓觀測者較不易分辨影像中的恆星，這是因為使用的相機像素較粗糙。斑點會在恆星影像周圍快速移動，使恆星在影像中看起來像一個模糊的斑點。拍攝該影像使用的望遠鏡直徑約7r0（望遠鏡直徑小於…
等平面斑塊
等平面斑塊（）被定義為天空的任意區域，在其上，入射的電磁波（如光或無線電波）的路徑長度相對於其波長的變化相對較小 }} 進階讀物 * Birney S, Gonzalez G, Oesper D "observational astronomy" second edition, Cambridge university press, 2006
反响映射
反响映射（）是天体物理学中通过观测活动星系核中宽发射线对于连续谱的响应来测量宽发射线区（, BLR）半径的方法。 通过这种方法可以测量活动星系中心超大质量黑洞的质量。此方法直接测量由引力引起的黑洞周围气体的运动，因而被认为是首要的质量测量方法。 概述 宽发射线的强度随着由吸积盘发出的连续谱的强度变化，但吸积盘的辐射需要一定的时间才能到达宽发射线区，进而激发宽发射线的辐射。通过测量这一延迟即可得出光线由吸积盘到达宽发射线区中心的距离，也就…