在地球大气的高层、外层或行星际空间进行天文观测研究的学科，空间天文是对关在地球大气窗口之外的各电磁波段的探测,即对γ 射线、X射线、远紫外线、远红外线以及从短波到甚长波的射电波的探测。

正文

在地面上观测天体，必须通过大气窗口，因而只能在几个电磁波段内进行，就是在这些波段观测，也要受到大气和尘埃的干扰。空间天文观测的特点，在于越过地球大气这个障碍，对天体作全电磁波段的探测。人造卫星、火箭和气球技术为空间天文学的发展提供了必要的手段。为了控制卫星、火箭的运行轨道和姿态，而采取遥感、遥测、遥控等技术，已建立起新的专门工程系统。天文工作者只需提出或选择适当的方案，就可把全力放在最新探测技术的运用上。

空间天文首先感兴趣的当然是对关在地球大气窗口之外的各电磁波段的探测,即对γ 射线、X射线、远紫外线、远红外线以及从短波到甚长波的射电波的探测。即使是在地面天文传统观测的波段，大气外观测也有其特殊的优越性，不仅仅是扩大探测波段，而且还能提高观测的极限星等和分辨率，所以传统的地面观测也有必要到空间去进行。例如，用同样口径的光学望远镜放在空间观测,其极限星等可暗1～5等；对于3米口径的望远镜来说，由于避开了大气扰动，分辨率可达0奖04，不少双星不必采用特殊技术即可直接分辨。空间望远镜在结构上、传动和跟踪等系统上都与地面上的望远镜有很大差别，重量轻得多。各种望远镜终端设备，基本上和地面的一样，不过它们将是最完善的自动化遥控、遥测装置。

宇宙γ射线探测 一般利用闪烁计数器探测低能γ射线。闪烁计数器中的闪烁体材料种类很多，空间天文中广泛使用的是铊激活的碘化钠NaI(T1),铊激活的碘化铯CsI(T1)，钠激活的碘化铯CsI(Na)等碱金属卤化物组成的无机闪烁体。NaI(T1)的效率和能量分辨率最高,但容易潮解。CsI则不容易潮解，机械强度较大,但能量分辨率稍差。鉴于源的宇宙γ 射线背景辐射较强，空间探测的闪烁计数器都需采取主动和被动式的屏蔽和准直措施，并借此取得γ 射线源的方向信息。研究宇宙γ 射线源的一个重要问题,也是探测γ 射线的一个严重困难,就是精确测定辐射源的方位。普遍使用的是闪烁体的反符合屏蔽。如高能天文台 1号卫星的γ 射线能谱仪即是由一群NaI(T1)-CsI(Na)所组成。CsI(Na)作反符合，其中中心的NaI(T1)探测器直径5英寸，厚3英寸,探测能量范围为 0.3～10兆电子伏，其视场的半极大全宽约为40°。这种屏蔽方法使得整个仪器的重量大大增加，因此有人采用其他方法。例如,快门-遮盖器式的准直器已用于气球探测,遮盖器可移动,产生20°左右的半极大全宽。还有反准直能谱仪,它利用一组平行的柱体NaI(T1)能谱仪绕一个同它们平行的轴转动，当有一γ 射线点源时,必有一能谱仪为前面的所遮掩，产生调制信号,从而确定辐射源的方向。另一种广泛使用的探测器是半导体探测器。它的最主要优点是能量分辨率高，可用于γ 谱线测量。空间天文探测上较常使用的是锂漂移型硅、锗探测器。能量高于10兆电子伏的γ 射线探测使用火花室。火花室配有塑料闪烁计数器和切连科夫计数器组成的触发选择系统，并在周围包以塑料闪烁计数器作荷电粒子反符合屏蔽。为了适应遥测需要，空间天文探测采用自动读数技术，即所谓数字化火花室γ 射线望远镜进行磁芯读数、声波读数和磁致伸缩延迟读数等。超高能γ 射线由于流量极低,很难直接测量。对于能量大于10电子伏的宇宙γ 射线，可利用观测γ 射线在上层大气中的级联簇射所产生的切连科夫辐射来进行分析。这种辐射的光锥角小，约为2°,到达地面展开为5×10平方米的面积，闪光延续时间约为10秒,可用大望远镜对它进行光电观测。观测需要在无光、无云和无月的条件下进行。美国亚利桑那州海拔2，300米的霍普金斯山史密森天文台安装了一架有效直径为10米的综合口径光学望远镜，作了这种观测的尝试。当γ 射线能量大于 10电子伏时，则可在地面直接探测γ 射线在大气层中产生的广延空气簇射。γ 射线产生的广延空气簇射与其他宇宙线所产生的相比，仅含少量μ 介子，因而能给出超高能宇宙γ 射线的信息。

X射线探测对于大于10千电子伏的硬X射线，如同探测低能γ 射线一样，可用闪烁探测器，不过闪烁体可薄些。对于2～20千电子伏能段,普遍使用各种充有不同惰性气体的铍窗正比计数器（下称正比管），探测能段有时延伸到60千电子伏。正比计数器有一定的能量分辨特性,可给出粗略的能谱信息。由于宇宙X射线源的流量弱,并有快速的时间变化特征,因此需采用大面积窗口的正比管，它是由许多正比管组合而成的。如“自由号”小型天文卫星所载正比计数器,有效面积达840平方厘米；高能天文台1号卫星内的正比管面积有达8,800平方厘米的。硬X射线探测和γ 射线探测一样,还无法成像。而对天文研究说来，源的方位又是极为重要的信息。是用板条式准直器和调制准直器定方位。前者是用铝片做成的栅格筒状物，置于正比管窗口前，以限制探测器视场。这种限制对X射线来说比γ 射线容易得多，可达1/2度，所定方位的准确度可达几十分之一平方度。调制准直器的分辨率可达5″左右。它在正比管前精密地、有规则地排列数层丝栅,通过对X射线源扫描所得到的流量变化的信息，而定出源的位置和大小。

X 射线源的探测是在相当复杂的背景上进行的。其中软X射线弥漫背景可通过限制视场来减少其影响,但宇宙线、高能带电粒子、大气γ 射线等可从四面八方进入正比管,由此提出排除背景的技术问题。在X射线探测中，排除背景的方法之一是采用主动式的反符合屏蔽，如同γ 射线探测中所采用的那样；另一种有效的方法是脉冲形状鉴别技术。它是使用正比计数器时广泛采用的一种方法。因为脉冲上升时间将随着 X射线和高能粒子在正比管中产生的离子对的路程长度不同而变动，高能粒子脉冲的上升时间慢得多，借此也可以鉴别。

软 X射线的探测在0.1～2千电子伏之间进行。太阳的软X射线流量很强随时间变化不快,所以有时也可用电离室来探测。对于宇宙软X射线源的探测,普遍使用正比计数器。电离室或正比管的窗口材料均用有机薄膜，以提高低能部分的透过率。软X射线产生的电信号,不经放大，想进行脉冲计数是困难的，所以对于要求高时间分辨率的探测，非用正比计数器不可。正比管在软 X射线情况下能量分辨率虽然很低，但多少还可提供一定的能谱信息。有机薄膜窗的气体密封性较差，气体能渐渐渗透，因此一般采用流气式，并配以补气装置。软 X射线和硬X射线不同，它可利用掠射X射线望远镜进行集光和成像。这样，虽则有机膜窗正比管很难把窗口面积做得大，但可用望远镜的集光作用弥补正比管的窗口面积受限制的缺陷。不过制作X射线望远镜,尤其是要制作口径大、质量高的望远镜，在技术上还存在许多困难。掠射望远镜有效集光面积小、焦距长，在体积和重量上比光学望远镜大得多。近年来已经成功地用 X射线望远镜取得太阳X射线像。对于X射线视亮度很强的太阳，还用过 X射线针孔成像方法和菲涅耳环板。不过这些方法和手段对于宇宙X射线源的探测,则不合适。正比计数器的能量分辨率对于软X射线能段说来是很低的，因此,要得到精确的能谱信息，特别是研究谱线时，应使用光谱仪。采用的两种仪器是布拉格分光仪和无缝分光仪。前者以晶体的布拉格散射为基础，晶格形成一个三维的衍射阵列。根据布拉格条件,它把一定波长的X射线集中反射在以掠射角为中心的很窄的角度范围内。可根据研究的能段选择不同的晶体。布拉格分光仪适用于谱线轮廓、谱线位移等高分辨率的研究,λ/Δλ约为10。无缝分光仪是在X射线望远镜前放一透射光栅,在望远镜焦平面形成衍射像。它的分辨率较差，λ/Δλ约为 50～100，其优点是可以观测弱源，并同时研究较大范围内的能谱。

紫外辐射的探测紫外探测器系统由望远镜及其终端设备组成。这种望远镜与传统的光学望远镜十分类似。不过某些材料是有差别的,如成像系统用的透射材料;此外，反射镜面常在新鲜的铝面上镀一层极薄的氟化镁作保护。终端设备同样也有照相乳胶、光电倍增管、像增强器等。不过光阴极材料是和可见区不同的；照相底片的差别，是在普通乳胶中加进荧光物质或使用舒曼乳胶。辐射接收器和可见光波段所用接受器的不同之处，只在于前者因探测波段靠近 X射线而有时也可采用电离室等核辐射探测器（见紫外天文学）。

红外和远红外辐射的探测红外辐射的部分波段也为大气所阻。红外天文学的探测方式也同光学观测类似，望远镜结构形式与光学波段相同，但精度要求较低。红外探测器在1～4微米波段主要用液氮冷却的硫化铅等光导型元件,4微米以上主要使用液氦冷却的锗掺镓等测热计。在红外光谱研究方面,除传统的光谱扫描方式外,傅里叶变换分光仪得到迅速发展。远红外或亚毫米波介于红外和微波区之间（50微米～2毫米）,其探测技术兼有二者的特点。在此波段的短波端采用红外技术，探测器用液氦冷却的锗测热计等，长波端用有晶体混频器的超外差式甚宽频带接收机。最有前途的可能是铟- 锑光导型探测器和锗测热计。与红外辐射探测一样，远红外辐射也广泛使用调制技术和傅里叶分光技术。远红外辐射完全为大气所阻，必须在大气外进行探测。红外与远红外探测是正在发展中的技术。鉴于天体在这些波段的辐射一般较弱，需要较大的望远镜，探测器也需要液氦冷却。因此，大气外红外探测虽然有其广阔的远景，但是进展仍很有限。

短波到甚长波的探测大气窗口在射电波段的长波端，打开到约30米波长左右，对于更长的短波到甚长波电磁波段的探测，就要由空间天文来承担。这个波段的实验技术在地面上早已成熟。随着空间技术的发展，已通过不少远地轨道卫星和行星际探测器，利用这一波段对太阳、行星和行星际空间等作了探测，并取得一定成果。但是由于星际电离氢的自由-自由吸收(见恒星大气的吸收和散射),要接收到比太阳系附近更远处的频率低于 1兆赫的射电波信息仍有困难。要越过太阳系探索更远的宇宙，则需要使用高分辨率的甚长基线干涉仪和综合孔径射电望远镜。