[内容提要]本文介绍了近十几年出现的电子观测仪器。这些仪器为人类进行天文观测创造了真正的科学手段，尤其是电子学中的新秀CCD技术在天文学上的应用，更是给天文观测带来了一场革命。

上一次哈雷彗星回归太阳系是在1909年，当时从发现它直至近日点其间只有七个月的时间。而这次天文学家却在三年半以前即1982年10月16日就观察到了它。这次观察到的距离是1909年那次的三倍，其亮度是那次的1/6000。从这里可以看出天文观测仪器的灵敏度得到了很大改善。然而在人类第一次把望远镜对向天空后的整整三个世纪里，人们唯一的观测仪器就是肉眼。作为科学仪器，人眼有着灵敏度低、观测不精确、记录不持久等缺陷。起初人们为了提高灵敏度，只单单想建造更大的望远镜，可是由于技术和资金上的困难这种发展趋势到了极限，这就是1948年架设在美国加利福尼亚Palomar山的5米望远镜。大约一个世纪前，人们在天文观测中采用了照相技术。虽然经过长曝光处理照片能显示出更暗淡的星体，而且由此可以获得一个永久的真实记录，并能精确测出星体的位置，但是不管如何处理胶片也只能记录到接收光谱的4%，而且天空背景杂光的影响往往会使底片变得模糊不清。

随着电子技术的迅猛发展和它在军事上的成功，人们开始把视线转向了这一领域，希望借助于电子仪器来提高观测效果。就一点上来讲，所有的电子观测仪器都以同一种方式工作，即受到光子撞击的半导体材料借此能量释放电子，由于电子数精确地与光子数成正比，因此电子仪器便可对其进行相应的处理。现在电子观测仪器的光谱接收效率可达20 ~ 80%，因此它比照相感光板的灵敏度提高了二十倍之多。在望远镜上需曝光一个小时方可获得的照片，在电子观测仪器上只需要三分钟。

从六十年代末七十年代初天文观察开始使用成像管。这是一种真空管，它的一端是光电阴极，另一端是荧光屏，当光子撞击在阴极上时，极板释放出电子，经电磁场聚焦、加速后轰击在荧光屏上产生光亮。亮点的位置与最初光子打在阴极上的位置相对应。荧光屏上的像亮可以是原来的五十倍，若把数个成像管首尾相连，便可获得亮度放大一千万倍的图像。不过对于这样的图像如果我们直接用照相感光板或电视摄像机来记录，将会得到一幅带有许多“雪花”的模糊照片。造成模糊的原因是光子在成像管阴极上撞击产生出来的电子经加速后打在荧光屏上产生的亮点要比在阴极上激发出电子的区域大得多，而荧光屏上的“雪花”则是由管内杂散的负电荷引起，其中包括由杂光引起的杂散电子和真空管内残存气体的电离子。杂散电子产生的光点较小，负离子产生的光亮很大，如果我们能挑选出真正的光亮点，就能非常精确地测量每个光点的中心点，并能确切地计算出每个光子撞击在光电阴极上的位置，这样我们只要用细小的光点来代替由真正光子在荧光屏上引起的扩散亮点，就可获得一幅非常清晰的图像。1975年英国皇家格林威治天文台台长Alec Boksenberg研制出了能自动完成上述功能的装置，因为这种装置能测出每个接收到的光子位置，并能再现，被他称为IPCS（The image photon counting system）。

IPCS已用于世界上许多大型望远镜上，其中包括Palomar山的5米望远镜、新南威尔士的英——奥（Anglo-Australian）望远镜。Boksenberg等人用这种装置进行了许多重要的观测，譬如第一次测量了冥王星的大小；记录了Vela脉冲星每秒十三次的光闪，这是迄今为止所观测到的最暗淡星体。因为大多数仪器几乎都观察不到它，更不用说去观测它的光闪了。另外他们对类星体也作了许多年的观测，研究了其间云中气体引起的吸收谱线，发现这种云是由类星体与我们之间的星际物质所组成，与类星体自身无关。

其后不久英国伦敦大学的Rai Ress对IPCS做了改进，研制出用微通道板代替成像管，图像仍由计算机处理的光子成像系统。其中的微通道板是块一厘米厚，数厘米见方的“板”，由成千上万根一厘米长，1/40厘米粗细的玻璃管紧密排列而成。板的两端涂有光电极，并真空封装。当光子撞击在阴极上时，激发出的电子便在电场作用下进入微通道板，电子在管子的通路上与管壁发生多次碰撞，最后在板的另一端获得高能雪崩电子流。这种装置的电极因能直接收集电子而取代了荧光屏和电视摄像机。

也许人们会想，若把电视摄像机直接安装在望远镜的末端不就构成一台既便宜又方便的观测装置了吗？可是直到目前为止，电视摄像机还没有足够的灵敏度直接记录到非常暗淡的图像，而对天文学家来讲那些暗淡的图像正是他们所关心的。现在这方面的问题已被一种新型的电子器件——电荷耦合器件（Charge Coupled Device）所解决。自1970年贝尔实验室的研究人员第一次提出CCD概念以来，现已有许多家公司包括英国GEC公司都在研制CCD电视摄像机。CCD是一种不可思议的器件，它的光接收效率达80%，甚至对红外长波长也有着良好的响应，这一点光电阴极是难以做到的。

CCD是由一种光灵敏度极高的“硅片”制成，通常只有数厘米长。人们知道硅是一种半导体，它不像金属那样在一般条件下就可产生电流，但是如果它的电子获得足够大的能量后，也能脱离原子形成自由电子。当光子撞击在适宜的硅片上，其能量就可使硅释放出电子。因此只要把像成在硅片上就可在硅片中产生相应的电子图像。

在CCD中硅片被分成许多单元，即用来形成电子图像的像素。若干个像素排列成行，每行之间又由二氧化硅绝缘层相隔，这样像素中的电荷只能沿行移动。为了“读出”这个电子图像，每个像素应有两个功能，即除了能保存由光子产生的电荷外，还必须能够把电荷转移到同行的下一个像素中，当然与此同时这行的下一个像素中的电荷也应再往下移。CCD就是根据电荷的这种转移方式命名的。在每个像素中有三个相同的栅，每个栅形成一个电极。当CCD采光时，其中一个栅被“打开”用来存贮电荷，另外两个栅用来转移电荷。

CCD芯片的形成是在硅中掺入了少量的诸如铟之类的元素，这样硅片中就有了许多空穴（即形成P型硅），当在电极上加了正电压时，栅被“打开”，电压驱开栅下的空穴形成“势井”。

当CCD曝光时，硅中释放出的电子受栅极电压作用被吸引到最近的“打开”栅而存入势井，这些存入势井的电荷数与像素采集到的光子数成正比。曝光完成后就由三个栅来实现电荷转移。在每个像素中，当第二个栅极电压逐渐加大到与第一个栅压相等时，两个势井便相互沟通，若正电压足够高时，第一个势井里的电荷就会溢出到第二个势井中。当第一个势井电势减小到零时，全部电荷便转移到了第二个势井中。然后第三个栅压增大，同时第二个栅压减小，电荷便又转移到第三个势井中。因为像素的第三个栅与下一个像素的第一个栅相邻，而且各像素中同一排列顺序的栅都被相应连在一起，所以当再增大第一个栅压，同时减小第三个栅压时，则第三个栅的电荷便转移到下一个像素的第一个栅中了。电压如此重复焚化，一个完整的电子图像便可沿着行在像素中移动，当图像传送到每行末端的外部电路中时，便可重复再现了。

现在天文学家们已卷入了CCD热中，但这并不说明它已十全十美。譬如，CCD芯片上即使是最细小的裂纹往往也会影响像素中一个栅的正常工作，甚至使整个行失去功能。所以在实际中，人们是从一批芯片中选出裂纹最少的一片用于望远镜上。CCD的输出由计算机来处理，这样它不仅可以存贮图像，而且还能对诸如行缺陷这类问题进行纠正。另外，CCD整个面上的灵敏度也不一致，某些部位的接收效率只有百分之几。为解决这样的问题，天文学家通常先把望远镜对向一个光强各处相等的已知扩散源上，然后把CCD的输出馈送到计算机里，计算机经过计算CCD各处灵敏度的变化后就能对实际天体图像做出相应的纠正。大多数观察者喜欢把望远镜圆顶屋内侧作为扩散源，也有一些人喜欢把焦面外的月像当作扩散源。再者是CCD观察太空的区域不够大。虽然现在GEC公司已生产出有385×576位像素的芯片，而且RCA公司也有了512×320位的标准芯片，这在一帧电视画面中有这么多的细节对观看效果来讲是足够好了，可是天文学家还不能用它拍摄到一张十分详细的大天体照片。为此人们正在尽可能制造更大的芯片。譬如，Texas Instruments公司已为Hubble太空望远镜做出800×800位；的CCD电视摄像机。在Palomar山也有一台，并且天文学家用它发现了在暗淡的M87星系中有一个巨大黑洞的证据，在W82年又观测到了哈雷彗星。英——奥天文台已向GEC公司订购了1500×1500位的CCD摄像机，英国皇家格林威治天文台现正做这方面的试验。Tektronics电子公司即将推出2048×2048位的CCD摄像机，无疑天文学家们将会竞相争夺，先用为快。

CCD在天文学上虽然起的是间接作用，但却产生了非常显著的影响，如同照相感光板在本世纪初所发挥的作用那样，CCD将成为望远镜上的标准观测仪器。同时，天文学家也认为IPCS有必要继续使用，因为它具有不受电子噪声影响，能记录快速的变化等优点，并且认为观察蓝光星体最好选用IPCS，而观察红外光谱时则用CCD。La Palma牛顿望远镜上的摄谱仪就备有这两种仪器，天文学家可根据实际情况来选用某一种仪器。

现在人们已有了几乎能记录到每一个被接收到的光子的仪器，那么除了进入太空外，今后研究弱光星体的唯一方法就是建造更大型的望远镜。现在加利福尼亚的天文学家正在建造比Palomar大两倍的望远镜，并有计划建造更大的美国国家望远镜以及在南美的欧洲望远镜。同时，人们可以预见将来的电子观测仪器，譬如，IPCS虽然其原理不变但性能将会大大改善；光增强器将会是微通道板；电视摄像管无疑将会是CCD，并且相信这些新型的电子观测仪器即将揭示出从哈雷彗星到类星体等宇宙天体的奥秘。

[New Scientist，1986年3月6日]