天文成像數據從哪裡獲得

❶ 人類沒出過銀河系，那銀河系的照片是哪裡來的

首先，迄今為止，人類發射的航天器還從未飛出過太陽系。要知道廣義的太陽系半徑在1至3光年之間，而目前飛得最遠的航天器（旅行者1號）距離太陽只有141天文單位，相當於19.5光時，或者0.00223光年。照此推算，目前飛得最遠的航天器離開太陽系至少還要再過1.76萬年的時間。

人類的航天器目前還未飛出太陽系，更沒有飛出銀河系，所以我們還無法直接拍攝到銀河系的整體外觀。事實上，當前的銀河系照片都是根據天文觀測數據模擬出來的。盡管這些照片可能與銀河系的真實外觀有所出入，但應該不會相差太大。那麼，天文學家是如何知道我們星系的大致外觀呢？

首先，宇宙中的河外星系可作為參考。雖然星系的數量很多，但基本上可以分為三類，分別是橢圓、螺旋（又分普通和棒旋）以及不規則星系。通過觀測銀河系中大量恆星的運動規律，天文學家逐漸確定了銀河系中心的位置，太陽系與銀心的距離，銀河系的直徑、厚度以及質量。此外，天文學家還發現銀河系擁有四條大旋臂，以及幾條支臂。再通過研究河外星系的結構，最終天文學家可以模擬出銀河系的外觀。基於先進的天文觀測手段，我們現在可以知道銀河系的外觀八九不離十。

至於銀河系的實際外觀究竟是怎樣的，只有把航天器送出銀河系之後才能知道。鑒於銀河系的厚度，仿啟航天器可能要距離銀河系盤面至少幾千光年才能拍攝到銀河系的全貌。然而，在現實中，人類還無法造出速度足夠快的航天器能飛出銀河系。

人類沒出過銀河系，那銀河系的照片是哪裡來的？

銀河拿帶系只有一張照片，其餘的都是電腦合成或者構想的圖片。

唯一的一張照片是NASA發射的斯皮策太空望遠鏡，經過10年拍攝獲得的200萬張照片合成的，是一張銀河系360度全景圖。 就是上面那張照片。 一般人還看不懂，只有專業人士或者天文愛好者才能夠看出端倪，從中獲得許多知識、信息和樂趣。

這張圖片包含的信息量很大，有200億像素，如果把它列印出來，需要一個 體育 場那麼大的地方才能夠展示，因此NASA決定公布數字版，免費讓全球科學家和天文愛好者們查詢。

斯皮策望遠鏡是一台世界最大的紅外望遠鏡。

這台望遠鏡於2008年3月升空，其軌道很獨特，一直躲在地球背面與地球保持同樣角速度繞太陽旋轉，這樣可以躲避太陽光直射，為望遠鏡提供天然冷卻，降低液氦用量，確保望遠鏡紅外波段性能。

科學家們之所有把望遠鏡送上太空，是因為在那裡觀測可以避備敏如免大氣的擾動，可以更清晰的看往深空。每一台軌道天文望遠鏡，實際上就是一台軌道天文台。斯皮策望遠鏡原計劃任務為2.5年，但實際服役了15年。

使得NASA無可奈何不得不讓斯皮策退役的原因，主要是這台望遠鏡在環繞太陽的軌道上，依靠地球引力牽引，但每年會以0.1天文單位（約1500萬千米）的速度逐漸遠離地球，現在已經距離地球2.54億千米了，存在冷卻劑耗盡，遠紅外功能只能停止，電力不足等諸多問題，而且還將漸行漸遠，所以NASA不得不於2020年1月30日讓其退役。

斯皮策兢兢業業的服役了15年，當然不只是拍攝了一張銀河系圖片。

斯皮策望遠鏡還有許多深空發現。如類星體、令人震撼的「宇宙巨眼」螺旋星雲、130億光年的黑洞、直接觀測到行星、探測到13000光年最遠的行星、發現瀕死恆星附近巴基球、識別太陽系外行星大氣分子等等。

這里就不一一為斯皮策評功擺好了，回到它拍攝的這張圖片。

這張巨大的銀河系圖片，大家通過邏輯想一想，就應該知道，不可能是一張從外部拍攝的銀河系全貌，斯皮策還沒這個本事跑到20萬光年直徑的銀河系外面去擺拍，而是在我們地球這個位置，環繞著拍了一圈銀河系而已。

這實際上就是在銀河系肚子里向外拍攝的一張照片，這張照片只佔有3%的天區，卻包含了銀河系一半以上的恆星，而且由於紅外線能夠穿越星際塵埃，拍攝到了被遮擋的銀河系中心密集的恆星亮光。

但充斥網路的無數銀河系外觀照片又是怎麼來的呢？

原來那些所謂的「照片」並不是照片，而是電腦製作出來的構想圖。有些是科學家，有些是藝術家，有些就是愛好者弄的。他們根據人類長期天文觀測得到的數據資料，通過電腦建模，模擬出了銀河系的樣子。

自從伽利略發明瞭望遠鏡，數百年來，人們就對太空充滿了興趣，觀測得到了許許多多的天文資料，尤其是近百年來了，人們獲得了大量准確的天文天體方位信息，而且觀測到了大量的銀河系外星系，拍攝到了這些五花八門星系的真實照片。

根據星系的外形，大致分為橢圓星系、螺旋星系和不規則星系。

有人又把螺旋星系分成旋渦星系、棒旋星系、螺旋星系三種，這幾種星系大致都有懸臂螺旋狀。但旋渦星系一般更大一些，懸臂更精緻一些，由於有彌漫物質充填其中，看起來更飽滿光亮一些；相對來說螺旋星系的懸臂就要鬆散一些；而棒旋星系就是在中心有一個呈棒狀高密度恆星區，有兩條對稱大的懸臂，還有若干小懸臂。

不規則星系一般都是較小的星系，質量只有太陽的1億倍到幾十億倍之間，也有達到100億倍的，它們沒有固定結構，形狀不規則。

橢圓星系一般都是大星系，研究認為是星系碰撞融合後形成的大型星系，裡面絕大多數都是成熟和老年恆星。

科學家們根據發現的這些星系，通過掌握的銀河系各種信息數據，就漸漸完善了銀河系的樣子，認定我們銀河系是一個棒旋星系，而我們太陽系家族，就坐落在距離銀河系中心2.6萬光年的一條獵戶支臂上，以每秒約240千米的速度，圍繞著銀河系中心公轉，轉一圈約需2.25億年。

現在網路上流傳的所有銀河系外觀圖片，都是人們想像的或者通過電腦建模的圖片，並非照片。

就是這樣，歡迎討論，感謝閱讀。

我們人類的可見光視野畢竟有限，但我們可以藉助 科技 力量使它極大地延伸，在地球上我的有各種大型天文望遠鏡，在太空有在軌的哈勃望遠鏡，在深空，有多國發射的各種類型的探測器，當然它們不是象人的眼睛一樣通過物體反射可見光成像，而是通過各種各樣的感測器探測採集不同波長的可見或不可見光波和宇宙射線粒子，生成數據傳到專業的數據處理中心，經過處理數據，生成人們看到的各種宇宙星系圖。

因為，有的地方，站在地球人們，使用肉眼就能看到部分銀河系，所以，藉助當今 科技 ；高倍望遠鏡；宇宙飛船；航天器協；加高清攝相機等。應該很容易排到銀河系，其它星系。請於參考，謝啦。

人類都還沒有走出太陽系，可是那些銀河系的照片是怎麼拍的呢？又是怎樣拍出來的呢？

好了今天晚上的分享就到這了謝謝大家的支持與閱讀，宇宙是如此神秘而美麗，等待著你去發現與 探索 ！

首先，迄今為止，人類發射的航天器還從未飛出過太陽系。要知道廣義的太陽系半徑在1至3光年之間，而目前飛得最遠的航天器（旅行者1號）距離太陽只有141天文單位，相當於19.5光時，或者0.00223光年。照此推算，目前飛得最遠的航天器離開太陽系至少還要再過1.76萬年的時間。 人類的航天器目前還未飛出太陽系，更沒有飛出銀河系，所以我們還無法直接拍攝到銀河系的整體外觀。事實上，當前的銀河系照片都是根據天文觀測數據模擬出來的。盡管這些照片可能與銀河系的真實外觀有所出入，但應該不會相差太大。那麼，天文學家是如何知道我們星系的大致外觀呢？

首先，宇宙中的河外星系可作為參考。雖然星系的數量很多，但基本上可以分為三類，分別是橢圓、螺旋（又分普通和棒旋）以及不規則星系。通過觀測銀河系中大量恆星的運動規律，天文學家逐漸確定了銀河系中心的位置，太陽系與銀心的距離，銀河系的直徑、厚度以及質量。此外，天文學家還發現銀河系擁有四條大旋臂，以及幾條支臂。再通過研究河外星系的結構，最終天文學家可以模擬出銀河系的外觀。基於先進的天文觀測手段，我們現在可以知道銀河系的外觀八九不離十。 至於銀河系的實際外觀究竟是怎樣的，只有把航天器送出銀河系之後才能知道。鑒於銀河系的厚度，航天器可能要距離銀河系盤面至少幾千光年才能拍攝到銀河系的全貌。然而，在現實中，人類還無法造出速度足夠快的航天器能飛出銀河系。

這些照片是機算機根據銀河系特徵參考模擬出來的，並不是真的。

確實如此，我們身處銀河系之中，怎麼會知道銀河系的全貌呢？網上流傳的不是真正的銀河系照片，這只是我們銀河系的藝術表現。

地球距離銀河系中心約2.7萬光年，位於一個1000光年厚的星系中央。從這個知位置，隱藏在銀河系內部。

所謂的自上而下的銀道河系視圖——美麗的銀河系核心的圖片，我們版是不可能從地球上看到的。

旅行者1號於1977年發射，經過35年的飛行，現在才到達太陽系的邊緣。即使我們有一台照相機安置在銀河系之外，它也需要數千年的時間來接收圖像數據。

但是，當我們自己在星系內部時，我們如何知道星系的形狀呢?

答案是通過研究中性和電離氫的密度以及恆星的旋轉運動。這些研究表明，銀河系是一個筒狀螺旋星系。我們還可以從上到下拍攝附近星系的圖像，比如仙女座星系(M31)、NGC 3344和漩渦星系(M51)。

這些圖像很可能是我們的星系從外部看起來的一個很好的近似圖，但它們不是真的照片。

銀河系的哪些部分可以拍照？我們能拍攝和重建的是銀河系側面的圖像。權從地球上，我們可以從側面看到銀河系的星系中心。

通過拍攝大量的圖像，可以構建出銀河系邊緣的全景圖。由於地球是一個重要的中心距離，所以就可以用計算機模擬出圖像。

不走出，為什麼就拍不到呢?

這個和你拍照，拍月亮，太陽是一個意思，最先沒有衛星時難道看不見嗎?

從A點到B點你不過去，但你可以看到

❷ 遙感光譜數據的獲取

遙感技術從航空攝影測量逐步演變發展起來，大致經歷了3個發展階段：

1.航空攝影測量發展階段

目前仍保存著的最早一幀航空相片是1860年J.W.布萊克從氣球上拍攝的波士頓市的相片。在地質上的應用則始於1913年，有人在飛機上用攝影機對著非洲利比亞的本格遜油田攝影成像，並用這套骯空相片編制了本格遜油田地質圖。航空攝影遙感主要以飛機或者氣球為運載工具，用航空攝影機對目標獲取信息，然後再經過負片和正片過程得到最終的航空相片。航空攝影利用的是電磁波可見光全色波段，用感光膠片接受所攝目標物反射來的太陽光線感光、成像，一般感光片的感光范圍是0.3～0.9μm。航空攝影大多數情況下是垂直攝影，即航空攝影機主軸保持沿鉛垂方向進行拍照；在特殊情況下，利用專門相機進行斜傾攝影。航空攝影按所利用的電磁波波段、相應的感光片及所成圖像的特點，分成4種，即：航空可見光全色黑白圖像；航空可見光真彩色圖像：航空紅外假彩色圖像：航空紅外黑白圖像。其中，航空可見光全色黑白圖像和航空紅外假彩色圖像最為常用，它們主要利用地物波譜的寬波段反射強度特性。

2.多光譜衛星遙感階段

數字衛星成像首先是從氣象衛星開始的，在1960年TIROS-1氣象衛星提供了非常粗糙的衛星圖像，主要用來展示雲的樣式。隨後，在1970年代，美國國家海洋和大氣管理局（NOAA）發射了甚高解析度輻射感測器（AVHRR）進行氣象預報，它的地面解析度是1.1km，我們在電視氣象預報節目中看到它所獲得的雲圖。同時，從1970年代開始，相繼發射了一些搭載更高解析度感測器的衛星。如：1972年7月23日，美國國家航空和宇宙航行局（NASA）發射了第一顆專門用來進行地球表面監測和填圖的地球資源技術衛星（ERTS-U），1975年被更名為陸地衛星（Landsat）。在Landsatl-3上都裝有多光譜掃描儀（MSS），該掃描儀有4個波段，即綠、紅和兩個紅外波段，地面解析度約為80m。1982年，Landsat4搭載了專題制圖儀（TM），它有7個波段，比MSS覆蓋波譜范圍更寬，波段寬度劃分得更細些，更能反映地物反射光譜特性的變化規律，其地面解析度除第6波段為120m外，均為30m。多光譜遙感的最典型特徵是能夠利用多個波段同時獲取同一目標的多個波譜特徵。這樣就大大提高了遙感識別地物的能力。隨後各國紛紛效仿，感測器的光譜范圍從可見光、紅外直至微波波段，應用范圍也不斷擴大。

3.成像光譜遙感技術發展階段

成像光譜遙感技術是多光譜技術發展的一次跨越。Hunt的研究結果表明特徵礦物的吸收寬度大約在20～40nm，而多光譜遙感數據（例如，MSS和TM）的光譜解析度僅為100nm左右，因此遙感科學家們開始研究高光譜解析度和空間解析度的遙感感測器。1981年，一台太空梭多光譜紅外輻射計（SMIRR）隨著美國太空梭「哥倫比亞」號對地球表面進行了一次有限航帶的觀測，第一次實現了從空間通過高光譜解析度遙感直鑒別碳酸鹽岩以及粘土高嶺土礦物，由此拉開了成像光譜遙感岩性識別的新篇章。繼JPL的AIS-1和AIS-2以及AVIRIS航空成像光譜儀研製成功之後，加拿大也先後研製成功了FIL/PML，CAS1及SFSI等幾種成像光譜儀（童慶禧等，1993）。其他的還有：HIRIS（high resolution imaging spectrometer）成像光譜儀，在0.4～2.5μm范圍內有192 個光譜波段，地面解析度30m，在0.4～1.0μm波長范圍光譜解析度為9.4nm，1.0～2.5μm范圍內為11.7nm（Goetz＆ Herring 1989；Kerekes ＆ Landgrebe，1991）。美國地球物理環境研究公司（Geophysical and Environ-mental Research Corporation）的63通道成像光譜儀（GER）是專門為地質遙感研究設計的，被多次用於岩性填圖（鄭蘭芬等，1992；Bamaby W rockwell，1997）。除航空成像光譜儀外，美國和歐洲空間局（ESA）已制定了發展航天成像光譜儀的計劃，其中美國的中解析度成像光譜儀（MODIS）已經加入地球觀測系統（EOS）發射入軌，對地球實現周期性的高光譜解析度遙感觀測。歐空局的中解析度成像光譜儀（MERIS）也將於同時發射（童慶禧等，1993）。

從1990～1995年，Roger N.Clark等人先後利用AVIRIS數據在美國內華達州，卡普來特試驗場進行了礦物和岩性的識別和填圖，他們發現成像光譜儀不僅能區分地表發射光譜中總體亮度和坡度差異（多光譜技術MSS，TM和SPOT區分地物的基礎），而且能得出用於識別特殊地物的光譜吸收波段，成像光譜數據的光譜分析可以對任何在測量光譜范圍內有獨特吸收特徵的物質（礦物、植被、人T物體、水體、雪等）進行識別和填圖（Clark，R.N.et al.，1996）。

中國科學院上海技術物理研究所是我國成像光譜儀的主要研製機構。1983年研製成功了第一台工作於短波紅外光譜區（2.05～2.5μm）的6通道紅外細分光譜掃描儀，其光譜解析度在30～50nm之間。1987年，在國家和中國科學院黃金找礦任務的驅動下，該儀器發展到12個通道，其波段位置更趨於與地面粘土礦物、碳酸鹽岩礦物的吸收波段相一致，因而在地質岩性識別方面具有更大的能力（童慶禧等，1993）。另外還有熱紅外多光譜掃描儀（TIMS），19 波段多光譜掃描儀（AMSS）以及71波段多光譜機載成像光譜儀（MATS）等。這些光譜儀的數據主要用於油氣資源遙感（朱振海，1993）和礦物制圖（王晉年等，1996）等方面，數據的處理技術和礦物識別的理論研究都取得了不同程度的進展（李天宏，1997）。

綜觀遙感光譜數據的獲取，具有幾個新的發展：

①擴展了應用光譜范圍，增加了光譜波段；②提高了光譜和空間解析度；③具有獲得立體像對的功能，打破了只有航空相片才能有立體像對的能力（如SPOT圖像）；④改進了探測器性能或探測器器件，即線、面陣CCD器件；⑤提高了圖像數據精度；⑥應用領域縱向發展，如用TM圖像數據直接可以識別赤鐵礦、針鐵礦等礦物。

在20世紀末和21世紀初，空間高光譜成像衛星已成為遙感對地觀測中的一項重要前沿技術，在研究地球資源、監測地球環境中發揮越來越重要的作用。

高光譜解析度遙感技術的發展是20世紀末的最後兩個10年中人類在對地觀測方面所取得的重大技術突破之一，是當前乃至21世紀初的遙感前沿技術、通過高光譜成像所獲取的地球表面的圖像包含了豐富的空間、輻射和光譜三重信息。進入20世紀90年代後期，伴隨著高光譜遙感應用的一系列基本問題，如高光譜成像信息的定標和定量化、成像光譜圖像信息可視化及多維表達、圖像-光譜變換、大數據量信息處理等的解決、高光譜遙感已由實驗研究階段逐步轉向實際應用階段，而作為高光譜遙感應用這一熱點中的重點就是高光譜數據信息挖掘技術的提高和與之緊密相連的應用領域的擴展。

高光譜遙感數據最主要的特點是：將傳統的圖像維與光譜維信息融合為一體，在獲取地表空間圖像的同時，得到每個地物的連續光譜信息，從而實現依據地物光譜特徵的地物成分信息反演與地物識別。它由以下3部分組成：

（1）空間圖像維

在空間圖像維，高光譜數據與一般的圖像相似。一般的遙感圖像模式識別演算法是適用的信息挖掘技術。

（2）光譜維

從高光譜圖像的每一個象元可以獲得一個「連續」的光譜曲線，基於光譜資料庫的「光譜匹配」技術可以實現識別地物的目的。同時大多數地物具有典型的光譜波形特徵，尤其是光譜吸收特徵與地物化學成分密切相關，對光譜吸收特徵參數（吸收波長位置、吸收深度、吸收寬度）的提取將成為高光譜信息挖掘的主要方面。

（3）特徵空間維

高光譜圖像提供一個超維特徵空間，對高光譜信息挖掘需要深切了解地物在高光譜數據形成的二維特徵空間中分布的特點與行為，研究發現：高光譜的高維空間是相當空的，數據分布不均勻，且趨向於集中在超維立方體空間的角端，典型數據的差異性，可以映射到一系列低維的子空間，因此迫切需要發展有效的特徵提取演算法去發現保持重要差異性的低維子空間，從而有效地實現信息挖掘。

❸ 求基礎天文知識

1: 天文學是…研究宇宙中一切物體（除了地球）的自然科學的一個分支。但是，天文學家確實也研究太陽和地球高層大氣的作用，包括極光等。
2 大部分天文學家其實是天體物理學家。直到19世紀後期，天文學是很難描述和計算的。天文學家通過望遠鏡給天體照相並計算一些像日月蝕，行星的位置，恆星的位置和距離。盡管如此，天文學家是缺少對恆星物理性質和主宰它們為什麼發光、怎樣演化的物理機理的真正了解的。從那以後，我們在原子結構和物質作用知識上的突破使得天文學家通過物理規律的大方面應用而發現了宇宙的內在工作機制。這樣，今天的大部分天文學家實際是天體物理學家並在做天體物理。這一頭銜可以在雞尾酒會上給人留下深刻印象。
3 天文學家大體上可以分為觀測天文學家和理論天文學家。雖然一些人兩方面都做，大部-分人更適合其中之一。盡管觀測天文學家不必要整天埋頭觀測，他們要進行望遠鏡和儀器（如相機，光度計，光譜儀等）的研究設棚鎮計來獲得和分析宇宙天體的數據。另一方面，理論天文學家典型的是應用超級計算機建立模擬宇宙現象的模型。
4 觀測天文學家和理論天文學家的工作經常是互相補充的。有時，觀測天文學家會發現宇宙中無法解釋的現象而理論天文學家會試著用數學和已知物理規律來解釋觀察到的東西。還有時，理論天文學家會發展一種理論預示了宇宙中某種現象或某種物理條件存在而觀測天文學家會試著通過觀察驗證這種理論對不對。第一個例子是脈沖星的發現和後來的中子星理論。第二個例子是黑洞存在的理論假設和接著黑洞被真正發現。
5 總體來講，研究宇宙是一件令人氣餒的被動的活動。物理學家、化學家、生物學家有一個共同點：他們可以鑽進實驗室或到達目的地有效的創造出他們要研究的現象。他們可以接觸到它，操作它，直接的和它們聯系。問一個物理學家一個物質有多重，他們可以放在秤上稱並馬上讀出來。問一個化學家一個反應放出多少熱，他可以用溫度計測出來。問一個生物學家一個血樣有什麼遺傳特徵，他可以立刻進行一系列小心的檢測。對於天文學家來說整個宇宙就是一個實驗室。但是，宇宙，用定義說就是「延展在那兒」的遠在我們直接接觸范圍之外的所在。天文學家鏈脊粗雖然可以測出一顆恆星離我們的距離，但是他不能用一盒捲尺去測量來驗證這個距離。天文學家想知道太陽表面的溫度，但是他不能去太陽那兒插一個溫度計。天文學家想知道一個遙遠星系的組成，但是他不能去那兒采樣再運回地球分析。然而我們確實知道恆星的距離，太陽的溫度，遙遠星系的組成。這就是天文學為什麼是一個如此令人著迷的領域，是一件對人類思想創造性靈活性有如此貢獻的禮品。
6 天文學家通過收集分析宇宙天體的光和其它波段輻射研究宇宙。天文學家不能去宇宙中大部分的行星，恆星，和星系。取而代之，他們通過天體發送給我們的信息研究宇宙。能夠攜帶信息給我們的就是光和其他波段輻射。這樣天文學家主要通過天體輻射，研究宇宙天體（由物質構成）。很快我們就會談到輻射。你也會在本章末找到關於物質的部分。
7 光學望遠鏡是一件通過聚光使我們可以看到比我們只用肉眼看到的更弱物體的設備。望遠鏡的原理本質上是相同的。進入望遠鏡的光被一系列的透鏡、面鏡不斷聚焦成更細的光柱。因為光和輻射是天文學家研究宇宙的手段，所以越多的輻射被收集，能了解的信息就越多。
8 有兩種基本的光學望遠鏡類型。大部分不是折射望遠鏡就是反射望遠鏡。
9 折射望遠鏡用透鏡系統聚光。小的時候大部分人有這樣的經驗，在晴天我們用放大鏡點燃一片樹葉或紙。這個實驗的原理就是放大鏡把表面的光聚焦成一點，使這一點的溫度特別高，即光度特別大。一架折射望遠鏡用透鏡組完成同樣的事情。在折射望遠鏡大的一端有兩片大小相等但不同類型的鏡片。當光通過它們，它們共同工作把光聚焦在望遠鏡筒另一端。在這一點，不管望遠鏡指向哪裡都會成像。
10 反射望遠鏡用一面或多面反射鏡完成相同的事情。在一架簡單的反射望遠鏡中，遙遠光束落在反射鏡上。這面反野旅射鏡不是平的，它是凹面的。結果就會產生聚焦的效果。一種具體的形狀是拋物面，可以使平行光軸的入射光聚焦在同一點。像折射望遠鏡一樣，遙遠物體在這一點成像。
11 一種簡單的普通的被廣大天文愛好者喜愛的反射望遠鏡是牛頓發明的。這一款今天被稱為牛頓式反射望遠鏡的設計，在鏡筒一端用凹拋物面集光聚焦。為了觀測者方便，在鏡筒裡面另一端放置一塊平面鏡把光反射到鏡筒側面安裝目鏡的地方。許多天文愛好者都有這種設計的望遠鏡。
12 口徑幾到幾十厘米的折射望遠鏡比反射望遠鏡昂貴。比如，平均15厘米的反射望遠鏡要幾百美元，而15厘米的折射望遠鏡要幾千美元。原因是這種大小下，磨製天文觀測使用的反射鏡比磨製透鏡系統便宜。
13 對於需要便攜性的愛好者來說，折射望遠鏡和牛頓反射式都是笨重的。一個典型的10英寸的牛頓反射式大約6到7英尺長100多磅重，而一個6英寸的折射望遠鏡就有這樣大。很清楚，除非你有固定的場所安裝這些設備，否則你要面臨運輸的困難。
14 另一種被稱為施米特—卡塞格林的望遠鏡設計提供了一個有趣的優點。它是用反射鏡和透鏡的結合。口徑幾到幾十厘米大小的施米特—卡塞格林式遠比牛頓式昂貴但比純折射的便宜，並且有著當牛頓式性能相近鏡筒只有其三分之一長的優點。這樣，施米特—卡塞格林式更便攜且可以放在一個小的因而便宜的地方。因為它短，在有風的時候晃動的就很少。這是很重要的，因為望遠鏡的放大作用，即使很小的微風引起的震動在望遠鏡的像上也會產生很大的晃動。
15 我們看到最暗物體的下限取決於有多少光進入我們的眼睛而被聚焦。我們能看到東西因為光通過瞳孔被眼內的透鏡系統聚焦在視網膜上成像，信號再被送到大腦。越多的光進入眼睛，越多的光落到視網膜上，越強的信號被送到大腦，就感到物體越亮。當我們剛進入一個黑屋子或剛從明亮的環境走到戶外，我們感覺到什麼都看不見。但當眼睛「適應」後，就可以看的更清楚了。適應是指瞳孔逐漸變大允許更多的光通過。盡管如此，還是有一個極限，能看多暗取決於瞳孔最大能變多大。
16 望遠鏡能讓我們看到更暗物體是因為它們讓更多的光進入我們的眼睛。即使在最暗的條件下，平均來說，認得瞳孔不能擴張大於8毫米。所以我們只能看到最暗和通過8毫米見方的光通量呈正比亮度。但是望遠鏡可以使我們欺騙大自然而把更多的光聚焦成適合瞳孔大小的光柱。用你的裸眼去看星空，你只能用瞳孔的8毫米見方集光。用望遠鏡看星空相當於用250毫米見方的透鏡或面鏡集光，這樣相當於有了直徑250毫米的瞳孔。這就怪不得望遠鏡能讓我們看到宇宙中遠比用裸眼看的暗的多的東西。理解這一基本原理你就明白能給我們揭示迄今為止都為盡知的宇宙的望遠鏡的神奇魔力了。我們將要看到，專業天文學家並不用眼睛而是用遠比眼睛客觀的儀器接受信號。但是位置是一樣的。
17 天文學家傾向用主鏡的口徑稱呼一架望遠鏡。天文學家傾向用「36英寸」或「2.4米」稱呼一架望遠鏡。這樣做的時候，他們使用英尺或米作單位指出望遠鏡主鏡的直徑。主鏡通常被稱為物鏡。
18望遠鏡能夠給我們看更遠更暗天體的能力取決於主鏡的面積。雖然天文學家用目鏡的直徑稱呼望遠鏡，但望遠鏡聚光的能力正比於目鏡的面積而不是起直徑。根據圓面積公式，10英尺的望遠鏡實際上比5英尺的望遠鏡多聚4倍的光。望遠鏡聚集光的能力有時被稱為聚光能力。但是這和望遠鏡的放大率沒有任何關系。
19 為了放大望遠鏡中的像，你需要一個目鏡。天文愛好者買的望遠鏡大多帶有一組分類的目鏡。每一個目鏡典型的是一個小的包含透鏡系統的圓柱。不同的目鏡得到不同的放大率。
20 為了計算出一個特定目鏡下一架特定望遠鏡的放大率，你必須理解焦距。每一個望遠鏡物鏡和目鏡有一個所謂的焦距。它其實是一個距離，通常用毫米衡量。（1英寸等於25.4毫米）如果你曾經用放大鏡燒過樹葉，放大鏡鏡片和燃燒物之間的距離就是焦距。換句話說，它就是透鏡和來自遙遠的光（此處是太陽）會聚的點。目鏡的焦距通常寫在目鏡筒的側面或末端，物鏡的焦距經常包含在望遠鏡的文獻里。
21 計算放大率，你要做的只是一個除法。當你在望遠鏡上插入一個特定的目鏡需要計算它的放大率時，你要做的只是用物鏡的焦距除以目鏡的焦距。例如，一架望遠鏡物鏡焦距是2540毫米，你插入了一個焦距25.4毫米的目鏡，它的放大率是100。這樣，意味著當你通過這架觀測時，你會看到比你用裸眼近100倍或大100倍的物體。
22 理論上，用任一架望遠鏡可以得到任一放大率。為了得到更大的放大率你要做的只是選用越來越短焦距的目鏡。這樣，如果25.4毫米焦距的目鏡得到100倍放大率，那麼一半焦距的目鏡，即12.7毫米，再同一望遠鏡上可以得到200倍的放大率。6.35毫米焦距的目鏡可以得到400倍的放大率。理論上你可以一直這樣做下去直到百萬倍的放大率或者更多。但是這裡面有一個問題，那就是……
23 望遠鏡的有用放大率。必須要記住的是目鏡放大的是通過物鏡的經聚焦形成的像。所有的目鏡要利用這個像來放大因此就有一個限制，即在多少光的總量下能有效的工作。簡而言之，目鏡接受越多的光，它就可以把像放的越大並仍能在你眼睛的視網膜上產生足夠明亮和清晰的像。換而言之，對於特定的望遠鏡，你把像放到多大仍然可以看到足夠清晰明亮的像有一個實際的限制。超出這個限制就會得到不好的結果。隨著越來越大的放大率，你確實得到越來越大的像，但它會變的更暗，更模糊。實際上你很難看到細節。所以遠比「這架望遠鏡放大率是多少？」重要的問題是「這架望遠鏡的最大有用放大率是多少？」
24 一架特定望遠鏡的有用放大率的值取決於主鏡的尺寸大小。雖然一架望遠鏡有用放大率會取決於很多因素，包括望遠鏡的光學質量，某個晚上地球大氣的穩定程度。為了得到大約的最大有用放大率，你應該找到一架望遠鏡，以英寸為單位測出其直徑再乘以40。因此，30英尺的望遠鏡在大多數晚上可用的最大放大率大約3*40=120（也寫成120X），6英寸的在同一晚上在放大率是6*40=240時可以看到相同清晰明亮的像。因此，盡可能買佩有最大物鏡的望遠鏡是值得的。
25 有時選用較低放大率比選用最大放大率明智。低放大率目鏡會得到較小的像，但是像更尖銳更明亮。大多數情況，這會更適於眼睛。並且，對於某些比較大的天體，比如星團，彗星，月亮，寬視場低放大率的目鏡能得到更好的圖像。
26 雙筒望遠鏡對於簡單享受天空的樂趣來說可以算是非常令人滿意的工具了。為了堅持「物超所值」的信條，雙筒望遠鏡是我們能滿足從望遠鏡里看天空的可以負擔的起的一個選擇。盡管雙筒不能提供給你一般望遠鏡可以提供的月球和行星的細節，但是你只是躺下來隨便掃過星空，它們已經是非常美妙的了。另外裝備了雙筒以後，你可以享受很多美妙的時刻，比如順著銀河巡航來找你可以在本書看到的星雲和星團，也可以觀察雙星，月蝕和不期而遇的彗星。
27 雙筒上的數字告訴你它的大小和放大率。雙筒經常是用兩個數字和一個×來描述的，如7×35或10×50。兩個數字中的第一個數字表示雙筒的放大率，第二個數字用毫米表示雙筒主鏡的口徑。因為25毫米約等於一英寸，一隻10×50 的雙筒有一個50毫米或兩英寸的物鏡和10倍的放大率。
28 晚上用一隻7×50的雙筒是一個很好的選擇。很多人感覺7×50的雙筒可以比7×35的雙筒（經常用在白天觀看體育賽事上）提供更強的聚光能力，但是並不比更大放大率的雙筒笨重麻煩。可以給我們提供銀河壯觀景象的更高放大率更大口徑的雙筒最好是用三角架支撐它們的重量使其穩固。
29 更高質量的折射望遠鏡和雙筒使用鍍膜的鏡片。這些化學塗層使鏡片看起來發藍，它們減少內部的反射從而使儀器產生完美像質。
30 天文業余愛好者通常可以告訴你他們正在使用的望遠鏡的放大率，而專業天文學家不是這樣思考問題。放大率是專業天文學家一般不在意的問題。那是因為專業天文學家通常從望遠鏡上拿下目鏡，用望遠鏡上其他光學器件把光聚焦到CCD 上，就像被用作一架照相機或光度計的一部分或一台光譜儀。這樣的話，專業天文學家感興趣的是像的大小，能夠看到的細節程度，和能夠到達CCD的光波長或顏色。
31 專業天文學家更感興趣的是望遠鏡的解析度而不是放大率。解析度指的是一架望遠鏡理論上讓你看到細節的優良程度。細節的優良程度可以這樣說，你能看到多小的物體，或者說兩個物體靠的多近時仍然可以被分辨。望遠鏡的解析度是以角秒來衡量的。
32 一架望遠鏡的理論解析度很容易計算。一架以角秒衡量的光學望遠鏡的理論解析度可以很容易的以13除以這架望遠鏡的以厘米衡量的主鏡的口徑來計算。（2.54厘米等於一英寸）這樣一架100英寸(254厘米)的望遠鏡理論解析度約為0.05角秒。一架200英寸望遠鏡理論解析度約為0.025角秒（只有滿月直徑的1/36000）。換句話說，第二架望遠鏡可以分辨只有0.025角秒的天空中的兩顆星。而100英寸的望遠鏡只能把它們看成一顆星。尖銳的像是高質量的像，因此天文學家希望得到最好的解析度。這是另一個天文學家垂涎盡可能大的望遠鏡口徑的原因。
33 你好，某某？請給我一張星圖。就像有德克薩斯和阿富汗的地圖，也有天空的地圖。它們曾經是用手畫的，但是現在天文學家主要依靠的是照片或計算機圖像。其中一個范圍最廣的這類照片和圖像由加利福尼亞進行的帕洛馬天文台巡天和智利歐洲南方天文台進行的南半球巡天聯合組成。幾百幅圖像顯示了整個天空暗至20等的恆星。另一個范圍廣的星圖是為哈勃空間望遠鏡編得導星目錄表。它包括了暗至15等的超過一千五百萬顆的恆星，只能從大容量的CD-ROM里得到。在觀測以前，天文學家可能會掃一眼它需要的目標周圍的較顯眼的恆星，這樣就可以作為他它需要的目標的路標。
34 天文學家用一套類似於地理經緯度的方法定位天空中的物體。就像地球上的物體可以用經度和緯度指明一樣，天空中的任何一個物體可以用一套類似的坐標系統指明，在這個系統中赤緯代替了緯度，赤經代替了經度。
35 赤緯以度數衡量。在天球坐標中和地球赤道平行的大圓叫做天赤道。就像緯度一樣，如果一個物體位於天赤道以北，就說他有正的赤緯。類似的，在天空中天赤道以南找到的物體有負的赤緯。到北或南的距離用度數角分角秒衡量（和緯度一樣）。
36 赤經用時間的單位衡量。赤經坐標在天空中向東衡量。像經度也應該有一個零點。就像零度子午線穿過英國格林威治，天空中的零度子午線是穿過春分點的子午線，一個天體的赤經是地球從這條零度子午線在正南方時起自轉到所求天體在正南方時止的時間長度。這樣，天體的赤經就以小時、分鍾和時間上的秒來衡量。
37 星圖一般包括所含宇宙天體的坐標。就像地圖一般在邊上標出經緯度一樣，星圖一般在其所描繪的區域標出赤經赤緯。天體的表和目錄一般也列出每一個天體的坐標。赤經（right ascension）一般縮寫為R.A.;赤緯(declination)一般縮寫為Dec.。這樣，例如冬季星空中最燦爛的天狼星可以在天空中R.A.6h14m，Dec.-16°35＇找到。而夏季星空中最亮的織女星位於R.A.18h34m，Dec.+38°41＇。這些坐標就像經緯度能夠定為洛杉磯或海上的一條船一樣方便精確的定位出天上星星的位置。
38 相對於恆星運動的天體天球坐標不斷改變。因為太陽月亮和行星相對於恆星不斷運動，它們的赤經赤緯也在不斷改變。這樣，列出他們的位置的表每晚都需要改變。對於哪些是運動特別大的天體，比如月亮，有時需要列出起每小時的坐標。
39 天文學家為什麼需要這樣一個坐標系統？他們不能只是把望遠鏡指向他們想看的地方，就像你使用你的雙筒？有很多這個系統必須的原因。首先，很多專業望遠鏡有上噸重，很難以轉動。第二，望遠鏡通常放在只允許看到一條天空的天文台里，天文學家通常看不到全天情況。第三，天文學家選用的目標星通常太暗了，肉眼沒法看到。第四，如果在德國的一個天文學家想告訴在智利的同夥把望遠鏡只向他們感興趣的一顆星，他不能只是說，把望遠鏡指向那兒。這沒有任何意義。
40 許多望遠鏡都是計算機輔助跟蹤，指向天文學家想要研究的天體的正確的赤經赤緯。許多專業望遠鏡甚至一些愛好者的鏡子都是計算機控制，自動移動指向正確的天球坐標的。近些年來，一些愛好者裝備的計算機甚至事先裝載了包括行星以及亮的恆星和其它一些好看的星團星雲星系的坐標的軟體。只要輸入你想要看得天體名稱，按一個按鈕，望遠鏡會為你找到它。
41 天文學家不喜歡閃爍的星星。漫天閃爍的星星是一個很浪漫的景象。但諷刺的是，它是天文學家害怕的事情。那是因為當恆星閃爍時表明地球大氣狀況很糟。只有當地球大氣干凈穩定時望遠鏡才能產生天體非常清晰的像。但是有時地球大氣極不穩定，表明大氣中有無數不斷移動的湍流。這時透過大氣觀察天體就像透過一條干凈的急速流動的小溪看底下的東西。小溪底下的物體像是不斷的波動，被水的湍流扭曲。同樣的，大氣湍流也把穿過它的光線折射扭曲了。對於裸眼，這些不穩定的大氣是星星不多閃爍。望遠鏡使問題更復雜了，因為在放大天體像的過程中，它也放大了大氣的擾動，是星星的像彌散成一個不斷變換大小和形狀的光斑。天文學家把大氣不穩定的夜晚稱為大氣的視寧度不好。這樣，一架望遠鏡在某一夜晚的解析度比起其本身的尺寸跟依賴於大氣狀況。
42 天文學家通常試圖把天文台建造在有更長時間大氣視寧度的地方。選擇天文台新台址的最大考慮是一個地方大氣穩定性或說好的視寧度的持續性。這樣的地方通常選在盛行風從比較平坦的地形或海洋上吹來的較高的山峰上。如此平坦的地形產生的空氣流動可以保持光滑平行，從而只有盡可能小的垂直運動。這樣，比如Kitt峰國家天文台位於較平坦的亞利桑那沙漠上幾公里高的山峰上。世界上最好的一些天文台位於像夏威夷的一座名叫莫那克亞的死火山和智利安第斯山脈一系列的山峰上，這些都在於這些地方的向風面是一望無際的海洋。然而盡管在如此理想的地方，一些大望遠鏡的解析度很少超過1角秒。
43 為了找到建造天文台的地方，天文學家也在尋找最晴朗的地方。可以理解，天文學家不僅希望找到大氣穩定的地方，它們也希望找到最晴朗的地方。這當然意味著每年有盡可能多的無雲日。夏威夷的一些地方覆蓋著熱帶雨林，但是在13000英尺以上，莫那克亞的最高峰如此之高，除了偶爾的大雪，它已超出了「氣象帶」。智利的那些天文台在乾燥的沙漠之上，一年也可能見不到一滴雨。
44 另一個選擇台址的重要因素是遠離污染。這看起來也很明顯，但當說到污染，光學天文學家關心的不僅僅是空氣中沒有那些化合物。他們關心的是另一種形式的其他他人沒有想過的污染，光污染。城市裡發出的燈光和車燈光射向天空洗去了暗星河銀河的光，使得一些天文研究除了在郊區實際上無法進行。向曾經是20世紀天文研究重地的威爾遜山和帕洛馬山，已經因為來自洛杉磯和聖地亞哥等大城市的光污染逐漸變得不能用了。甚至Kitt峰也日益受到圖森不斷膨脹的人口的威脅。天文學家已經搬向更遠的像在夏威夷和智利的山峰。
45 大眾可以幫助減少光污染。不需要減少晚上街道和高速公路需要的安全照明量，政府和大眾可以採取一些簡單的不需增加負擔的措施而顯著的減少它們產生的光污染。僅僅在路燈上加上燈罩和使用不同的光給高速公路照明可以使我們重新擁有不僅是對天文觀測至關重要的也是不斷減少的自然資源的美麗星空。想要學習大眾應該怎樣做，請聯系：
Dr.David Crawford
Dark Sky Association
3545 Stewart Street
Tucson,Arizona 857161
46 當我們談到宇宙研究時，我們需要注意更多我們的眼睛可以注意的東西。有時天空看起來非常的晴朗但對於某些天文研究卻不能接受。對觀測光學這一精確測定天體視亮度的天文分支尤其正確。例如，實際上對裸眼來說不可見的一塊非常薄的雲，在這樣的儀器里產生非常大的波動致使數據報廢。
47 能造多大的望遠鏡有著技術上的限制。望遠鏡的主鏡越大，它成的像越亮越尖銳。那麼為什麼不簡單的用一塊巨大的鏡子呢？問題就在於造這個鏡子的物質有一個承受力的極限。為了使望遠鏡的透鏡或凹面鏡能精確的把光聚成一個清晰的像，透鏡或凹面鏡的鏡面必須有精確到幾百萬分之一英寸的只有光波長的幾分之一的鏡面形狀。現代磨製鏡面的工藝可以達到這樣的精度，但是鏡面重到一定程度以後會在自身的重力下變形。變形量不能達到眼睛看到的程度但是足夠把光扭曲到不能精確成像。
48 世界上最大的折射望遠鏡在威斯康星，最大的反射望遠鏡在俄羅斯。（截止到2006年，最大的反射望遠鏡是歐洲北方天文台的GTC望遠鏡，口徑11.5米——空間天文網注）世界上最大折射望遠鏡主鏡口徑有1米。它位於威斯康星州芝加哥大學管理的葉克斯天文台。1948年，加利福尼亞帕洛馬山上直徑5米的反射望遠鏡落成。幾十年內它始終是世界上最大的。直到20世紀70年代，高加索山脈的一座6米的反射望遠鏡才落成，但是不幸的是它的光學系統始終不是太好。
49 新材料和新技術導致了更大望遠鏡的出現。20世紀80年代一項令人激動人心的望遠鏡設計技術的進步是天文學家否認了原來認為的光學望遠鏡尺寸有限制的想法。這一理念包括把幾個單獨的鏡片合成一個望遠鏡並使它們單獨接收到的光產生一個聯合的像。這樣的方法使單獨鏡片的總面積等效於整個它們聯合起來的面積。夏威夷莫那克亞山上的凱克望遠鏡用36塊直徑1.8米的鏡片拼在一起。1990年首次進行測試，1996年放在它旁邊的雙子鏡（凱克2）開始加入。更大的多鏡面望遠鏡設計正在進行中。
50 其它的望遠鏡設計用激光和計算機征服自然。在一個被稱為自適應光學的研究領域，科學家正在調查利用激光不斷探測望遠鏡上空的大氣並且把信號傳給計算機控制的支持主鏡的馬達使其精確的改變主鏡的形狀來抵消大氣湍動的變化。如果成功的話，這種望遠鏡可以達到前所未有的清晰度。

❹ 人類連太陽系都沒出去過，是怎麼拍到銀河系照片的

到現在為止，月球是人類到過最遠的遠方。在宇宙范圍內，這段距離看起來實在不值一提。而四十多年前被發射升空的旅行者1號是距離地球最遠的探測器了，但歷時很久的滲基它仍然沒有飛出太陽系。既然太陽系都沒能出去過，那人類是怎麼拍到銀河系照片呢？下面我們就一起來解開這個謎團。從赫歇爾第一次建立銀河系模型直到現在銀河系大概樣貌被大眾接受，人類整個探索過程花費了近165年。 即使如此，目前我們對銀河系的認知還不夠深刻，當前我們所能看到的銀河叢擾謹系樣貌是在大量的觀測數據之上，結合李含數學模型通過電腦合成成像。在科技水平穩步提高中，誕生了可測量天體射電波的射電望遠鏡。功能強大的射電望遠鏡，能夠測算出天體的射電強度。後來，科學家又利用紅外相機拍攝出銀河系中心的紅外成像圖，並發現密集的恆星為一個上下凸起的盤狀結構。

❺ 研究天文學的話平時都是怎麼研究呢是用物理公式計算什麼還是從哪裡採集什麼物質來研究呢

天文學的研彎瞎究需要利用數值模擬技術，在地球上時天文學家主要是通過總結、推導、分析來獲得大運一些天文方面的物理規律，如果是地球上沒有的環境就需要依靠自己的知識進行推算、外延，如果能夠人為製造出合適的埋仿空環境，天文學家也會通過這種人為製造的環境進行天文方面的證實與研究，比如說對撞機的建造，就是為了製造模擬環境研究一些天文現象。

❻ 請問哪裡有講天文知識的網站啊

中國科學院國家天文台
http://www.bao.ac.cn/
星空觀測者
http://vip.6to23.com/czast/
天文資料庫
http://www.astronomy.csdb.cn:8090/index.jsp
中國科學院紫金山天凱返逗文台
http://www.pmo.jsinfo.net/
天文探索
http://www.oh100.com/tech/tianwen/
天狼星天文網
http://www.dogstar.net/
星星天堂
http://solar.starparadise.net/
……
在盯賣：http://www.dqw.cn/xuexi/zirankexue/tianwenxue/tianwenxue.htm 里可世畝以找到很多（不一定都有效）

❼ 太陽輻射數據可以從哪裡獲得

你好，很高興為你解答，一般太陽輻射數據是通過太陽輻射觀測台站直接觀測獲得，但限於資金和維護等問題，我國太陽輻射地面觀測台站僅有98個，其數量與我國城鎮化的發展需求極不匹配，對於沒有設置太陽輻射觀測站點地區的太陽輻射數據是無法通過測量獲得的，太陽輻射數據的匱乏極大制約了建築節能設計的深入。

❽ 嫦娥三號獲得了哪些科學數據

「嫦娥三號」於2013年12月14日21時11分，成功軟著陸於雨海北部19.51°W，44.12°N的位置處，成為繼1976年前蘇聯的月球24號後首個在月球表面軟著陸的探測器。

隨即，嫦娥三號開展了著陸器就位探測和月球車月面巡視勘察的聯合探測，開始進行「探月、巡天、觀地氏搭」等科學探測：月表形貌與地質構造調查、月表物質成分和可利用資源調查、地球等離子層探測和月基光學天文觀測。根據預定的探測計劃，嫦娥三號取得了一系列重要的成果。

在整個科學探測期間，除了相機設備獲取的影像和地形數據之外，其他搭載的有效載荷也獲取了大量的科學數據成果：

月基光學望遠鏡：國際上首次依託地外天體平台開展自主天文觀測。

月基天文望遠鏡擺脫了大氣窗口的限制，在月球表面實殲配拿現了對多種類型天體（恆星）的近紫外波段（探測波段245~340nm）的科學探測，是國際上首次實現依託地外天體平台開展的自主天文觀測。

月基光學望遠鏡也是嫦娥三號所有科學儀器中工作時間最長的設備，月晝期賣基間每天開機工作約12至18小時左右，截止到2018年6月，月基天文望遠鏡累計觀測時間約為6962小時，共獲取了34萬多幅圖像數據，為恆星演化、緻密星和黑洞物理、高能天體等基礎科學課題提供了研究支持。

極紫外相機：首次獲得月基大視角觀測的地球等離子體層圖像數據。

著陸器上的極紫外相機可以對地球等離子體層產生的30.4nm輻射進行大視角、長期的觀測研究，獲取地球等離子體層的圖像數據，是國際上首次在月球表面工作的極紫外波段成像儀器。

截止2014年6月12日，極紫外相機在每個月晝期間開展對地球等離子層的觀測。共獲取了1045幅圖像數據，累計觀測時間約230小時，為研究等離子體層的結構與動力學，以及電場分布提供翔實可信的數據。

測月雷達：獲取月壤厚度分布和月球次表層地質結構相關科學數據。

嫦娥三號巡視器搭載的測月雷達是一種雙通道天線雷達，其第一通道工作中心頻率為60MHz，厚度解析度為米級，探測深度大於100m；第二通道工作中心頻率為500MHz，厚度解析度小於30cm，探測深度大於30m。

截至2014年4月27日，測月雷達共開機工作8.3小時，探測的有效距離約為109米，共獲取雷達第一通道回波數據18513道，第二通道回波數據32381道，為月壤厚度分布和月球次表層地質結構的研究提供了基礎性的數據。

紅外成像光譜儀：獲取光譜數據。

嫦娥三號巡視器上搭載的紅外成像光譜儀對巡視區月表物質類型和礦物組成進行了探測，累計工作時長約8.8小時，截止第二月晝儀器正常工作任務結束，共對4個月壤對象進行了光譜探測，總共獲取了840幀可見近紅外（光譜范圍450nm～950nm）光譜圖像數據和2240幀短波紅外（光譜范圍900nm～2400nm）光譜數據，為著陸點附近礦物組成研究提供了數據。

粒子激發x射線譜儀：獲取能譜數據。

嫦娥三號搭載的粒子激發X射線譜儀（能量范圍0.5～20keV）在月面工作期間累計時長約4小時，對兩個位置點月壤樣品的化學成分進行分析，總共獲取了2091幀能譜數據。為著陸點附近的元素成分反演等研究提供了數據。

❾ 哪裡有關於天文知識的網站

分類: 娛樂/明星 >> 網路資源
解析:

中國科學院國家天文蘆行明台
bao.ac/

星空觀測者
vip.6to23/czast/

天文資料庫
astronomy.csdb:8090/index.jsp

中帶伏國科學院紫金山天文台
pmo.jsinfo/

天文探索
oh100/tech/tianwen/

天狼星天文網
dogstar/

星星天堂
solar.starparadise/

……

在：dqw/xuexi/zirankexue/tianwenxue/tianwenxue 里可以找到很多（陪告不一定都有效