西方天文学发展史论文 - 请提供一份西方天文学发展史论文？

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请提供一份西方天文学发展史论文？

1. 回答人: 匿名时间: 07-28 14:42:56

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2. 回答人: 匿名时间: 07-28 14:33:33

大学快毕业了？要写论文？望远镜是由荷兰人发明的，望远镜也是天文观测必备工具，没有望远镜天文可能无法发展，你可以以望远镜发展历史写一篇论文，下面是一些相关的资料
目录• 【定义】
• 【简介】
• 【历史】
• 【哈勃空间望远镜】
• 【分类】
• 【常见参数】
• 【望远镜之最】
• 【望远镜相关英文简称】
• 【如何选购望远镜】

• 【如何选购望远镜】

望远镜（a telescope/binoculars）

【定义】
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望远镜的基本原理
望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。根据望远镜原理一般分为三种。
一种通过收集电磁波来观察遥远物体的仪器。在日常生活中，望远镜主要指光学望远镜。但是在现代天文学中，天文望远镜包括了射电望远镜，红外望远镜，Ｘ射线和伽吗射线望远镜。近年来天文望远镜的概念又进一步地延伸到了引力波，宇宙射线和暗物质的领域。

　　　在日常生活中，光学望远镜通常是呈筒状的一种光学仪器，它通过透镜的折射，或者通过凹反射镜的反射使光线聚焦直接成像，或者再经过一个放大目镜进行观察。日常生活中的光学望远镜又称“千里镜”。它主要包括业余天文望远镜，观剧望远镜和军用双筒望远镜。

【简介】
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常用的双筒望远镜还为减小体积和翻转倒像的目的，需要增加棱镜系统，棱镜系统按形式不同可分为别汉棱镜系统和保罗棱镜系统，两种系统的原理及应用是相似的。

个人使用的小型手持式望远镜不宜使用过大放大倍率，一般以3～12倍为宜，倍数过大时，成像清晰度就会变差，同时抖动严重，超过12倍的望远镜一般使用三角架等方式加以固定。

【历史】
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17世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希（HansLippershey），为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好像变大拉近了，于是在无意中发现了望远镜的秘密。1608年他为自己制作的望远镜申请专利，并遵从当局的要求，造了一个双筒望远镜。据说小镇好几十个眼镜匠都声称发明了望远镜，不过一般都认为利伯希是望远镜的发明者。

望远镜发明的消息很快在欧洲各国流传开了，意大利科学家伽利略得知这个消息之后，就自制了一个。第一架望远镜只能把物体放大3倍。一个月之后，他制作的第二架望远镜可以放大8倍，第三架望远镜可以放大到20倍。1609年10月他作出了能放大30倍的望远镜。伽里略用自制的望远镜观察夜空，第一次发现了月球表面高低不平，覆盖着山脉并有火山口的裂痕。此后又发现了木星的4个卫星、太阳的黑子运动，并作出了太阳在转动的结论。

几乎同时，德国的天文学家开普勒也开始研究望远镜，他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野宽阔。但开普勒没有制造他所介绍的望远镜。沙伊纳于1613年─1617年间首次制作出了这种望远镜，他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜，把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像。沙伊纳做了8台望远镜，一台一台地观察太阳，无论哪一台都能看到相同形状的太阳黑子。因此，他打消了不少人认为黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在。在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有加此保护装置，结果伤了眼睛，最后几乎失明。荷兰的惠更斯为了减少折射望远镜的色差在1665年做了一台筒长近6米的望远镜，来探查土星的光环，后来又做了一台将近41米长的望远镜。

使用透镜作物镜的望远镜称为折射望远镜，即使加长镜筒，精密加工透镜，也不能消除色象差，牛顿曾认为折射望远镜的色差是不可救药的，后来证明是过分悲观的。1668年他发明了反射式望远镜，斛决了色差的问题。第一台反望远镜非常小，望远镜内的反射镜口径只有2.5厘米，但是已经能清楚地看到木星的卫星、金星的盈亏等。1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送给了英国皇家学会，至今还保存在皇家学会的图书馆里。1733年英国人哈尔制成第一台消色差折射望远镜。1758年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜，把各自形成的有色边缘相互抵消。但是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102厘米，安装在雅弟斯天文台。1793年英国赫瑟尔（William Herschel），制做了反射式望远镜，反射镜直径为130厘米，用铜锡合金制成，重达1吨。1845年英国的帕森（William Parsons）制造的反射望远镜，反射镜直径为1.82米。1917年，胡克望远镜（Hooker Telescope）在美国加利福尼亚的威尔逊山天文台建成。它的主反射镜口径为100英寸。正是使用这座望远镜，哈勃（Edwin Hubble）发现了宇宙正在膨胀的惊人事实。1930年，德国人施密特（BernhardSchmidt）将折射望远镜和反射望远镜的优点（折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差）结合起来，制成了第一台折反射望远镜。

战后，反射式望远镜在天文观测中发展很快，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径5.08米的海尔（Hale）反射式望远镜。1969年在前苏联高加索北部的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，NASA将哈勃太空望远镜送入轨道，然而，由于镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并更换了透镜后，哈勃望远镜才开始全面发挥作用。由于可以不受地球大气的干扰，哈勃望远镜的图像清晰度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块1.8米的反射镜拼合而成。2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了“超大望远镜”(VLT)，它由4架口径8米的望远镜组成，其聚光能力与一架16米的反射望远镜相当。现在，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的白色巨人兄弟发起了冲击。这些新的竞争参与者包括30米口径的“加利福尼亚极大望远镜”（California ExtremelyLarge Telescope，简称CELT），20米口径的大麦哲伦望远镜（Giant Magellan Telescope，简称GMT）和100米口径的绝大望远镜（Overwhelming Large Telescope，简称OWL）。它们的倡议者指出，这些新的望远镜不仅可以提供像质远胜于哈勃望远镜照片的太空图片，而且能收集到更多的光，对100亿年前星系形成时初态恒星和宇宙气体的情况有更多的了解，并看清楚遥远恒星周围的行星。

【哈勃空间望远镜】
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哈勃空间望远镜（Hubble Space Telescope，HST），是人类第一座太空望远镜，总长度超过13米，质量为11吨多，运行在地球大气层外缘离地面约600公里的轨道上。它大约每100分钟环绕地球一周。哈勃望远镜是由美国国家航空航天局和欧洲航天局合作，于1990年发射入轨的。哈勃望远镜是以天文学家爱德文·哈勃的名字命名的。按计划，它将在2009年被詹姆斯韦伯太空望远镜所取代。哈勃望远镜的角分辨率达到小于0.1秒，每天可以获取3到5G字节的数据。

由于运行在外层空间，哈勃望远镜获得的图像不受大气层扰动折射的影响，并且可以获得通常被大气层吸收的红外光谱的图像。

哈勃望远镜的数据由太空望远镜研究所的天文学家和科学家分析处理。该研究所属于位于美国马里兰州巴尔第摩市的约翰霍普金斯大学。

历史

哈勃太空望远镜的构想可追溯到1946年。该望远镜于1970年代设计，建造及发射共耗资20亿美元。NASA马歇尔空间飞行中心负责设计，开发和建造哈勃空间望远镜。NASA高达德空间飞行中心负责科学设备和地面控制。珀金埃尔默负责制造镜片。洛克希德负责建造望远镜镜体。

升空

该望远镜随发现号航天飞机，于1990年4月24日发射升空。原定于1986年升空，但自从该年一月发生的挑战者号爆炸事件后，升空的日期被押后。

首批传回地球的影像令天文学家等不少人大为失望，由于珀金埃尔默制造的镜片的厚度有误，产生了严重的球差，因此影像比较朦胧。

维护任务（1）
更换设备后所拍摄的清晰影像，远比更换前清楚许多。第一个任务名为STS-61，它于1993年12月增添了不少新仪器，包括:
以COSTAR取代高速光度计(HSP)。
以WFPC2相机取代WFPC相机。
更换太阳能集光板。
更换两个RSU，包括四个陀螺仪。
改变轨道
该任务于1994年1月13日宣告完成，拍得首批清晰影像并传回地球。

维护任务（2）
第二个任务名为STS-81，于1997年2月开始，望远镜有两个仪器和多个硬件被更换。

维护任务（3）A
任务3A名为STS-103，于1999年12月开始。

维护任务（3）B
任务3B名为STS-109，于2002年3月开始。

【分类】
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一、折射望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱
在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为1/15-1/20，很少大于1/7，可用视场也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜，留有一定间隙未胶合的称双分离物镜。为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失少。镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式
（以下为详细介绍）

开普勒望远镜

原理由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。

正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。我们常见的前宽后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统的优点是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。透镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，成本较高，但俄罗斯20×50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精良的透镜正像系统。

历史

1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。

1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。

1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。

需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。

1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于技术方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。

十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。

折射望远镜的优点是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。

二、反射望远镜，是用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为牛顿望远镜.卡塞格林望远镜等几种类型。反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在2000-9000埃波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。

历史

第一架反射式望远镜诞生于1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。

詹姆斯·格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，一面副镜，它们均为凹面镜，副镜置于主镜的焦点之外，并在主镜的中央留有小孔，使光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，到达目镜。这种设计的目的是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副镜，这在理论上是正确的，但当时的制造水平却无法达到这种要求，所以格雷戈里无法得到对他有用的镜子。

1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案，结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜焦点之前，并为凸面镜，这就是现在最常用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，这样制作望远镜还可以使焦距很短。

卡塞格林式望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所差异。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得图象清晰；既有卡塞格林焦点，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛顿焦点，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜得到了非常广泛的应用。

赫歇尔是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐师，因为爱好天文，从1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。

在反射式望远镜发明后的近200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于腐蚀，不得不定期抛光，需要耗费大量财力和时间，而耐腐蚀性好的金属，比青铜密度高且十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯·冯·利比希研究出一种方法，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望远镜成为可能。

1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入使用，这是由海尔主持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小和我们在其中所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测的结果。

二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年，尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。正如阿西摩夫所说："海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的尽头了"。在1976年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。

反射式望远镜有许多优点，比如：没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足：如口径越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。

三、折反射望远镜，是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜
它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。还有一种马克苏托夫望远镜
在球面反射镜前面加一个弯月型透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等。在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射镜用于校正像差。它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，视场广阔，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。

历史

折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。

1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。

由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点，非常适合业余的天文观测和天文摄影，并且得到了广大天文爱好者的喜爱。

射电望远镜

探测天体射电辐射的基本设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常，由天线、接收机和终端设备3部分构成。天线收集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处理然后显示出来。表征射电望远镜性能的基本指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏度。根据天线总体结构的不同，射电望远镜可分为连续孔径和非连续孔径两大类，前者的主要代表是采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干涉技术为基础的各种组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非连续孔径射电望远镜——甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能获得清晰的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯·普朗克射电天文研究所；世界上最大的非连续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国立射电天文台。

1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。此后，射电望远镜的历史便是不断提高分辨率和灵敏度的历史。

自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在1.87米波长取得了12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。

射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。

射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处理的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方法多种多样。例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、螺旋、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多束等射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。

空间望远镜

在地球大气外进行天文观测的大望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因而可以大大提高观测能力及分辨本领，甚至还可使一些光学望远镜兼作近红外、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求，如对镜面加工精度要在0.01微米之内，各部件和机械结构要能承受发射时的振动、超重，但本身又要求尽量轻巧，以降低发射成本。第一架空间望远镜又称哈勃望远镜，于1990年4月24日由美国发现号航天飞机送上离地面600千米的轨道。其整体呈圆柱型，长13米，直径4米，前端是望远镜部分，后半是辅助器械，总重约11吨。该望远镜的有效口径为2.4米，焦距57.6米，观测波长从紫外的120纳米到红外的1200纳米，造价15亿美元。原设计的分辨率为0.005 ，为地面大望远镜的100倍。但由于制造中的一个小疏忽，直至上天后才发现该仪器有较大的球差，以致严重影响了观测的质量。1993年12月2～13日，美国奋进号航天飞机载着7名宇航员成功地为“哈勃”更换了11个部件，完成了修复工作，开创了人类在太空修复大型航天器的历史。修复成功的哈勃望远镜在10年内将不断提供有关宇宙深处的信息。1991 年4月美国又发射了第二架空间望远镜，这是一个观测γ射线的装置，总重17吨，功耗1.52瓦，信号传输率为17000比特／秒，上面载有4组探测器，角分辨率为5′～10′。其寿命2年左右。

双子望远镜

双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，英国占25％，加拿大占15％，智利占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。

太阳望远镜

日冕是太阳周围一圈薄薄的、暗弱的外层大气，它的结构复杂，只有在日全食发生的短暂时间内，才能欣赏到，因为天空的光总是从四面八方散射或漫射到望远镜内。

1930年第一架由法国天文学家李奥研制的日冕仪诞生了，这种仪器能够有效地遮掉太阳，散射光极小，因此可以在太阳光普照的任何日子里，成功地拍摄日冕照片。从此以后，世界观测日冕逐渐兴起。

日冕仪只是太阳望远镜的一种，20世纪以来，由于实际观测的需要，出现了各种太阳望远镜，如色球望远镜、太阳塔、组合太阳望远镜和真空太阳望远镜等。

红外望远镜

红外望远镜（infrared telescope）接收天体的红外辐射的望远镜。外形结构与光学镜大同小异，有的可兼作红外观测和光学观测。但作红外观测时其终端设备与光学观测截然不同，需采用调制技术来抑制背景干扰，并要用干涉法来提高其分辨本领。红外观测成像也与光学图像大相径庭。由于地球大气对红外线仅有7个狭窄的“窗口”，所以红外望远镜常置于高山区域。世界上较好的地面红外望远镜大多集中安装在美国夏威夷的莫纳克亚，是世界红外天文的研究中心。1991年建成的凯克望远镜是最大的红外望远镜，它的口径为10米，可兼作光学、红外两用。此外还可把红外望远镜装于高空气球上，气球上的红外望远镜的最大口径为1米，但效果却可与地面一些口径更大的红外望远镜相当。

数码望远镜

数码望远镜（Instant Replay） ——高性能数码成像望远镜被主流科技媒体评为“百项科技创新”之一
Bushnell数码望远镜是一款具有双重功能，同时兼具最新技术和出色性能的望远镜产品。此款产品可以记录30秒的视频影像，使用者可以很方便地通过LCD液晶显示屏记录并在回味生活中的精彩片断。当然，用户也可以选择拍摄高画质的数码照片来保存人生历程中经历的众多难忘瞬间。在美国，此款产品广受体育运动教练员、球探、猎鸟人、野生动物观察员、狩猎爱好者以及任何一个摄影、摄像爱好者的青睐。有了Bushnell数码望远镜，您还可以轻松地预览、下载、编辑和保存您最爱的影视片段及剧照。强大的功能、简单易学的操作方法、未来的可扩展性，Bushnell数码望远镜树立了同类产品中卓越性能的标杆。

马克苏托夫望远镜
【中文词条】马克苏托夫望远镜
【外文词条】Maksutov telescope
【作者】杨世杰
一种折反射望远镜﹐1940年初为苏联光学家马克苏托夫所发明﹐因此得名。荷兰光学家包沃尔斯也几乎于同时独立地发明了类似的系统﹐所以有时也称为马克苏托夫-包沃尔斯系统。
马克苏托夫望远镜的光学系统和施密特望远镜类似﹐是由一个凹球面反射镜和加在前面的一块改正球差的透镜组成的。改正透镜是球面的﹐它的两个表面的曲率半径相差不大﹐但有相当大的曲率和厚度﹐透镜呈弯月形﹐所以﹐这种系统有时也称为弯月镜系统。适当选择透镜两面的曲率半径和厚度﹐可以使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差﹐同时又满足消色差条件。在整个系统中适当调节弯月透镜与球面镜之间的距离﹐就能够对彗差进行校正：马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小﹐但场曲比较大﹐所以必须采用和焦面相符合的曲面底片。弯月透镜第二面的中央部分可磨成曲率半径更长的球面(也可以是一个胶合上去的镜片)﹐构成具有所需相对口径的马克苏托夫-卡塞格林系统﹐也可直接将弯月镜中央部分镀铝构成马克苏托夫-卡塞格林系统。马克苏托夫望远镜的主要优点﹕系统中的所有表面都是球面的﹐容易制造﹔在同样的口径和焦距的情况下﹐镜筒的长度比施密特望远镜的短。缺点是﹕和相同的施密特望远镜比较﹐视场稍小﹔弯月形透镜的厚度较大﹐一般约为口径的1/10﹐对使用的光学玻璃有较高的要求﹐因此﹐限制了口径的增大。

目前﹐最大的马克苏托夫望远镜在苏联阿巴斯图马尼天文台﹐弯月透镜口径为70厘米﹐球面镜直径为98厘米﹐焦距为210厘米

【常见参数】
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1、放大倍数：一般用目镜视角与物镜入射角之比作为望远镜放大倍数的标示，但通常用物镜焦距与目镜焦距之比计算，表示景物被望远镜拉近的程度，比如一具10倍放大倍数的望远镜表示用此望远镜观察距观察者1000米处的景物的效果，距观察者不使用望远镜而直接在100米处肉眼观察该景物的效果是一样的。

2、视场角（视场范围）用1000米处产品可视景物范围标示，如126M/1000M，表示距观察者1000米处，望远镜可观察到126米范围的视场。

3、入瞳直径

4、出瞳直径

5、分辨率

6、黄昏系数

7、视度范围

8、光轴平行度

9、像倾斜

【望远镜之最】
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最大的望远镜

望远镜的大小，主要是用望远镜的口径来衡量的。为了对天体作更仔细的研究和观测，为了发现更暗弱的天体，多年来人们一直在增大望远镜的口径上下功夫。但是，对不同的望远镜在口径上有不同的要求。现在世界上最大的反射望远镜，是1975年苏联建成的一台6米望远镜。它超过了30年来一直称为“世界之最”的美国帕洛马山天文台的5米反射望远镜。它的转动部分总重达800吨，也比美国的重200吨。1978年，美国一台组合后口径相当于4.5米的多镜面望远镜试运转。这台望远镜由6个相同的、口径各为1.8米的卡塞格林望远镜组成。6个望远镜绕中心轴排成六角形，六束会聚光各经一块平面镜射向一个六面光束合成器，再把六束光聚在一个共同焦点上，多镜面望远镜的优点是：口径大，镜筒短，占地小，造价低。目前口径最大的光学望远镜是１０米口径的凯克望远镜。

现在世界上最大的折射望远镜，是在德国陶登堡天文台安装的施密特望远镜，改正口径1.35米，主镜口径2米。德国这台折射镜也超过了美国最大的施米特望远镜。美国在望远镜上的两个“世界之最”被人相继夺走了。

最早的望远镜

世界上最早的望远镜是1609年意大利科学家伽利略制造出来的。因此，又称伽利略望远镜。这是一台折射望远镜。他用一块凸透镜作物镜，一块凹镜作目镜，因此观测到的是正像。伽利略在谈到这架世界上第一台望远镜时说：“现在多谢有了望远镜，我们已经能够使天体离我们比离亚里斯多德近三四十倍，因此能够辨别出天体上许多事情来，都是亚里士多德所没有看见的；别的不谈，单是这些太阳系黑子就是他绝对看不到的。所以我们要比亚里士多德更有把握对待天体和太阳。”

【望远镜相关英文简称】
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英文字母的型号，有时候在不同的望远镜厂牌里有不同的意义，大致上容易辨识的是以下这些：

(1) CF：中央调焦
(2) ZCF：传统波罗棱镜左右展开型、中央调焦
(3) ZWCF：比第（2）项多一个「超广角」（W）
(4) CR：迷彩色橡胶外壳
(5) BR：黑色橡胶防震外壳
(6) BCF：黑色、中央调焦
(7) BCR：偏黑色迷彩橡胶外壳
(8) IR：铝合金轻巧外壳
(9) IF：左右眼个别调焦
(10) WP：内充氮气防水型
(11) RA：外附橡胶防震保护
(12) D：德式棱镜、屋顶棱镜（直筒式）
(13) HP：高眼点
(14) SP：超高解析度
(15) ED：超低色差镜片
(16) AS：非球面镜片
(17) ZOOM：可变倍率伸缩镜头
(18) WF：广角视野

【如何选购望远镜】
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目前，国内市场上出售的望远镜种类繁多，令人目不暇接。但总的来说可按以下几个方面来划分：按产地不同来划分，有国外的（日本、美国、德国等），国内的（广东、浙江、四川等）；按牌子不同来划分，有仙力夫、宝龙、德宝、樱花、肯高、金三角等，按用途不同来划分，有变倍数镜、防水镜、夜视镜；按放大倍数不同来划分，有低倍数（2-5倍，多见于玩具产品）、中倍数（7-10倍）、高倍数（15-70倍）。

人们在选购望远镜时，常见其价目表上有几个阿拉伯数字，那么这几个数字说明了什么技术参数呢？下面试举一例子说明一下。例如标有10×50mm5°，即表示其放大倍数为10倍，物镜的直径为50毫米，视野为5度（即在1000处视野宽度为87.4米）。可能有人会认为技术参数的数字越大越好，其实不然。放大倍数与视野宽度成反比，即放大倍数越大，视野宽度越小，这就不利于搜索。物镜直径与进光量越多，在光线不足时分辩能力就越强，但这必然导致到望远镜的体积增大不利于携带。经这么一说，您兴许感觉无所适从，但只要能取长补短，同样可以购得一架合意的望远镜。在此我想给大家提几点建议以供大家在选购望远镜时作为参考：

第一，如想到海上或海滨旅游，请不要忘记购一架防水望远镜（特别携荐美国产的德宝offshore系列7×50mm防水望远镜）。

第二，如想外出旅游观光，可购一架体积小具备变倍功能的望远镜。

第三，如打算到那些可远观而不可近探之”的危险地带猎奇，那就应该购一架高倍数的望远镜。

第四，如要进行狩猎或长时间在外旅行，则最好购一架变倍数望远镜，现说明一下它的使用方法。因为变倍数望远镜可从低倍数逐渐调到高倍数，所以在使用时应先用低倍数、大视野进行粗略搜索，然后再用高倍数、小视野进行仔细观察。
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参考资料：
1.程景全，天文望远镜原理和设计，射电，红外，光学，Ｘ射线和伽吗射线望远镜，中国科学技术出版社，２００３。
2.http://www.tuc.nrao.edu/~jcheng/magweb/telindex.htm
3.http://www.astron.sh.cn/telescope/history.html
4.http://hi.baidu.com/huanyu2006/blog/item/fa92367306c7751c8701b0f0.html
5.http://post.baidu.com/f?kz=144291495
6.http://www.bjsp.cn/
7.http://zhidao.baidu.com/question/23682294.html?si=2
8.http://www.baidu.com/s?wd=%CD%FB%D4%B6%BE%B5&;cl=3
9.http://www.telescope-china.net/default.asp?cateID=11
10.http://www.sojm.com/telescope/information/2006/aaamq.html

3. 回答人: 匿名时间: 07-27 14:16:11

人类观测星空的历史非常久远，所以天文学可说是人类历史上最古老的知识之一。西方天文学的起源是在著名的美索不达米亚平原，也就是著名的「两河流域」，在这个地区的民族，先将天上的星星分成了一个一个的星座。但这些民族对天文学最大的贡献是六十进位法的发明、星座的划分和历法的创建。在当时，巴比伦人已经创造了三十六个星座，其中当然也包含我们熟悉的十二星座，至於六十进位法是今天时间计算的基本法则，而历法则是维持农业活动所必须具备的知识。大家在历史上都读过，两河流域的文化最後被爱琴文化传承，在地中海大放异彩，从这里开始，西方天文学即将进入一个崭新的世界希腊天文学的发展，最早是所谓的『希腊学派』。其中最早的是爱奥尼亚学派的泰勒斯(Tales 624 BC-547BC)，这个学派的人认为，大地是一个有限而且扁平的薄片，在外头则有空气、水和火包围这个大地，大地这个薄片就飘留在空气的漩涡中。紧接著就是著名的毕达哥拉斯(Pythagoras 580 BC-500 BC)，从他开始，我们就已经认为地球是圆的了，他也认为地球不断的自转，同时也是宇宙的中心。在他之後的柏拉图(Plato 427 BC-347 BC) 则不完全同意毕氏的说法。柏拉图认为地球是圆的，这一点与毕氏倒是完全相同，但是他们在地球转不转这个问题上就有不同的意见了，毕氏认为地球正绕著地轴在转，而柏拉图却说地球是不动的，在动的是一层一层包围地球的星星。这个问题在当时是无法确定的，不过柏拉图的想法却透过他的弟子亚里斯多德，传布了整个欧洲，也支配了整个中世纪。不过，在那之前，罗马天文学却有更辉煌的成果。
罗马天文一开始发展就有很好的路子。从希腊天文学的简述中我们可以知道，希腊天文学的发展受制於希腊人好幻想的天性，所有的进展都是一些思维产物，其中的理论在今天看来可能还荒谬无比，但罗马人注重实际的精神，不仅使他们在工艺建筑上开创了空前的成果，也在天文学上留下丰硕的果实。罗马亚历山大学派是由亚利斯塔克(Aristarchus 310 BC-230 BC) 揭开序幕，亚氏是第一位主张用科学方法研究天体的科学家，也就是应用定量、定性的叙述，有系统的研究天体，从他开始，天文学从哲学思辨中脱离，成为一门真正的学问，除此之外，他还是第一位主张『日心说』的人，可惜的是，他的想法在当时并不被重视。在亚氏之後的天文学家多能秉承他的传统，以科学方法进行研究，如Eraosthenes(284 BC-192 BC)，他利用正午时候，分别测量不同地方相同物品的影长，由此他计算出球的圆周约为49600km ，与现在的真值虽然有所出入，但在两千年前这已经是相当杰出的成就了。接下来的这一位成就更是伟大，他就是被尊称为『天文学之父』的 ─ 喜帕恰斯(Hipparchus 190 BC-125

BC) ，这位先生首先将天上的星星分成六个亮度等级，也就是「星等」。当时的分法当然很粗糙，天空中最亮的的就是一等星，肉眼可见最暗的就是六等星，後来经过许多天文学家的努力，星等的定义才更加明确。除了星等的区分外，喜帕恰斯也在西元前134 年绘制了西方第一份星表，这一份星表帮助哈雷发现恒星的『自行运动』，所以，喜帕恰斯被称为天文学之父的确是当之无愧。而现代阳历的制定，也是由这个时期的索琴西斯所完成的，也就是当时的『儒略历』。

随著时间的推演，著名的天文学家托勒密(Ptolemy 85 AD-165 AD)终於诞生了，托勒密首先将希腊和罗马的天文学做总结，并写了一本有名的『大综合论』，这一本书可说是古今天文之大成，书中不仅说明了所有天文学的知识，也大大的宣扬了著名的『天动说』，这个理论认为，所有的天体都在『本轮环』上绕著地球公转，一圈一圈往外，有时为了修正星体的运动，必须在本轮环上再加本轮环，这样一来天体的运动就会变得很复杂，对於观测精度不高的古代，这样做当然有其好处，只不过到了後来，天文观测仪器的改进终於使『天动说』寿终正寝。但是，由於中世纪教会的影响『大综合论』成为中世纪的天文典，而天动说也藉此支配中世纪的欧洲达一千多年之久。

中世纪的欧洲由於宗教的压迫，自然科学的进展不大，因此这个时期的天文学重心便集中在阿拉伯。中世纪天文学最主要的成就是岁差的测定和历法的修正，在当时甚至已经有光学的研究出现。这些阿拉伯天文学的成就，为哥白尼的新体系奠下了基础.而哥白尼的名著『天体运行论』的出版正揭示了科学革命的到来。

当哥白尼的天体运行论一书出版後，日心学说就像涟漪一样地向外传布。如果我们把今天源源不绝的科学成果比喻成自来水，那麽哥白尼就可以说是一位装设水管的工人，而把这个水龙头扭开的人则是牛顿，但是其中有一些非常重要的人，他们告诉牛顿水龙头在哪里。这些人把水龙头的位置告诉牛顿，牛顿把水龙头扭开，於是，科学的成果便一直不绝的产生，这个水龙头的流水不虞匮乏，因为它直接与真理的海洋

相连. 在哥白尼之後，出现了一位天文学史上举足轻重的天文观察家，也就是第谷。他在其一生中以当代最最精确的精度观测了天空中的行星，其精确程度可说是肉眼的极限。他对天文学最重要的贡献就是他穷毕生精力所累积的观测资料，这些资料在他死後由他的学生克卜勒继承，而克卜勒也因为第谷的资料而发现了行星运动定律。其次，第谷是一个地心说的拥护者，为了使地心说不至於完全溃败，他也提出了一种介於日心和地心说的行星运动体系，可惜的是他没有成功，因为日心说毕竟『较符合』实际的情况。在他一生观测生涯当中，他也记录、发现了以前所未见的天象，如历史上著名的『第谷之星』就是一颗爆发的超新星，这一个超新星的记录使得人们意识到，天空中的恒星并不是一成不变的，因此人类对於天堂的梦想有点幻灭。另外，他还发现了月球运动中的『二均差』，这是一个预测月球运动的修正项。为了观测的方便，他本身也是一位天文仪器制造家，他的仪器使得当时的观测精度达到肉眼的颠峰，只望远镜才能超越它。

说到第谷，就不能不谈一谈克卜勒了。他和第谷是师生关系，也是第谷最得力的助手。克卜勒是一位天文学家，但是因为他的家境贫困，因此他有时也兼任占星家，为人预卜吉凶祸福，藉此赚外快以养家活口。直到第谷邀请克卜勒担任天文台助手一职，克卜勒的家境才有点好转。然而克卜勒之所以留名青史的原因，是因为他发现了著名的『克卜勒行星运动三大定律』，这些定律是没有光学仪器的时代中，最後的重大发现。在他继承了第谷的事业後，他对第谷留下来的资料进行计算。起先他仍照传统观念，假设行星进行的是匀速圆周运动，但是经过推算後他发现，无论是用哥白尼的方法或是托勒密、第谷的方法，都无法与第谷的观测资料相吻合，最大有8"的误差，也就是2/15度。这样子的误差在很多人眼里可能微不足道，但克卜勒绝对的相信他老师所遗留的观测资料，於是他不用圆轨道来计算行星位置，而改用其他的的圆锥曲线，在经过一段长时间的努力之後，克卜勒终於找到正确的方法，使计算值与观测值有相当好的吻合克卜勒的说法『就凭这8"的差异，引起了天文学全部的革命』。而将其总结，就是第一运动定律

1.行星轨道为椭圆，太阳在其任一焦点上。这个定律将哥白尼学说推进了一大步。而第二定律与第一定律几乎同时发现 2.行星的向径在单位时间内扫过的面积相等。

这也就是说，行星在近地点公转得较快，在远地点公转得较慢。换而言之，行星的运动并不是匀速的。综合第一及第二定律，我们可以知道，行星并不是以往所想像的在进行匀速圆周运动。在发现这两条定律後，克卜勒继续他的工作，在几年之後，终於将第三定律完整的呈现在世人眼前 3.行星公转周期的平方正比於轨道半长轴的立方。这三条定律所揭示的，是一个力学的新境界，也是天体力学的成功。不过，克卜勒在.其一生中，却无法对这行星运动定律作出解释。一是因为当时的数学工具，另一个原因是他的生命没那麽长。但是克卜勒也对於重力的存在作出了猜测，事实上，这行星运动定律正是牛顿力学在天体力学的展现，而这定律在科学使上之所以如此举足轻重，就是因为在这三大定律导致了数十年後重力理论的发现。其一生中，却无法对这行星运动定律作出解释。一是因为当时的数学工具，另一个原因是他的生命没那麽长。但是克卜勒也对於重力的存在作出了猜测，事实上，这行星运动定律正是牛顿力学在天体力学的展现，而这定律在科学使上之所以如此举足轻重，就是因为在这三大定律导致了数十年後重力理论的发现。

4. 回答人: 匿名时间: 06-28 13:21:03

古代的天文学家通过观测太阳、月球和其他一些天体及天象，确定了时间、方向和历法。这也是天体测量学的开端。如果从人类观测天体，记录天象算起，天文学的历史至少已经有5、6千年了。天文学在人类早期的文明史中，占有非常重要的地位。埃及的金字塔、欧洲的巨石阵都是很著名的史前天文遗址。

天文学的研究范畴和天文的概念从古至今不断发展。在古代，人们只能用肉眼观测天体。2世纪时，古希腊天文学家托勒密提出的地心说统治了西方对宇宙的认识长达1000多年。直到16世纪，波兰天文学家哥白尼才提出了新的宇宙体系的理论——日心说。到了1610年，意大利天文学家伽利略独立制造折射望远镜，首次以望远镜看到了太阳黑子、月球表面和一些行星的表面和盈亏。在同时代，牛顿创立牛顿力学使天文学出现了一个新的分支学科天体力学。天体力学诞生使天文学从单纯描述天体的几何关系和运动状况进入到研究天体之间的相互作用和造成天体运动的原因的新阶段，在天文学的发展历史上，是一次巨大的飞跃。

19世纪中叶天体摄影和分光技术的发明，使天文学家可以进一步深入地研究天体的物理性质、化学组成、运动状态和演化规律，从而更加深入到问题本质，从而也产生了一门新的分支学科天体物理学。这又是天文学的一次重大飞跃。

1950年代，射电望远镜开始应用。到了1960年代，取得了称为“天文学四大发现”的成就：微波背景辐射、脉冲星、类星体和星际有机分子。而与此同时，人类也突破了地球束缚，可到天空中观测天体。除可见光外，天体的紫外线、红外线、无线电波、X射线、γ射线等都能观测到了。这些使得空间天文学得到巨大发展，也对现代天文学成就产生很大影响。

〖研究对象和领域〗

天文学的研究对象是各种天体。地球也是一个天体，因此作为一个整体的地球也是天文学的研究对象之一。最初，古人观察太阳、月球和天空中的星星来确定时间、方向和历法，并记录天象。

随着天文学的发展，人类的探测范围到达了距地球约100亿光年的距离，根据尺度和规模，天文学的研究对象可以分为：

行星层次 :

包括行星系中的行星、围绕行星旋转的卫星和大量的小天体，如小行星、彗星、流星体以及行星际物质等。太阳系是目前能够直接观测的唯一的行星系。但是宇宙中存在着无数像太阳系这样的行星系统。

恒星层次 :

现在人们已经观测到了亿万个恒星，太阳只是无数恒星中很普通的一颗。

星系层次 :

人类所处的太阳系只是处于由无数恒星组成的银河系中的一隅。而银河系也只是一个普通的星系，除了银河系以外，还存在着许多的河外星系。星系又进一步组成了更大的天体系统，星系群、星系团和超星系团。

整个宇宙 :

一些天文学家提出了比超星系团还高一级的总星系。按照现在的理解，总星系就是目前人类所能观测到的宇宙的范围，半径超过了100亿光年。

在天文学研究中最热门、也是最难令人信服的课题之一就是关于宇宙起源与未来的研究。对于宇宙起源问题的理论层出不穷，其中最具代表性，影响最大，也是最多人支持的的就是1948年美国科学家伽莫夫等人提出的大爆炸理论。根据现在不断完善的这个理论，宇宙是在约137亿年前的一次猛烈的爆发中诞生的。然后宇宙不断地膨胀，温度不断地降低，产生各种基本粒子。随着宇宙温度进一步下降，物质由于引力作用开始塌缩，逐级成团。在宇宙年龄约10年时星系开始形成，并逐渐演化为今天的样子。

参考资料：http://baike.baidu.com/view/20776.htm

参考资料：http://baike.baidu.com/view/20776.htm

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