大师作文网人类是怎么观察宇宙的主要是肉眼观察,简单猜想与推理来认识宇宙
来源：学生作业帮 编辑：大师作文网作业帮 分类：综合作业 时间：2024/11/06 05:54:57
人类是怎么观察宇宙的
主要是肉眼观察,简单猜想与推理来认识宇宙
主要是肉眼观察,简单猜想与推理来认识宇宙
天文望远镜是观测天体的重要手段,可以毫不夸大地说,没有望远镜的诞生和发展,就没有现代天文学.随着望远镜在各方面性能的改进和提高,天文学也正经历着巨大的飞跃,迅速推进着人类对宇宙的认识.
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中,光学望远镜一直是天文观测最重要的工具,下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍.
折射式望远镜
[编辑本段]
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.
反射式望远镜
[编辑本段]
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.
折反射式望远镜
[编辑本段]
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.
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙.天体物理的发展需要更大口径的望远镜.
但是,随着望远镜口径的增大,一系列的技术问题接踵而来.海尔望远镜的镜头自重达14.5吨,可动部分的重量为530吨,而6米镜更是重达800吨.望远镜的自重引起的镜头变形相当可观,温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量.从制造方面看,传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比,所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径.
自七十年代以来,在望远镜的制造方面发展了许多新技术,涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域.这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限,并且降低造价和简化望远镜结构.特别是主动光学技术的出现和应用,使望远镜的设计思想有了一个飞跃.
从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮.其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,颗X射线的观测设备.
以上这些项目和计划表明,未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮.
γ射线望远镜：
γ射线比硬X射线的波长更短,能量更高,由于地球大气的吸收,γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行.
1991年,美国的康普顿（γ射线）空间天文台（Compton GRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道.它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测,同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量,取得了许多有重大科学价值的结果.
CGRO配备了4台仪器,它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高,这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化,也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段.CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE）,可变向闪烁光谱仪实验（OSSE）,1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）,1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）.
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞,欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL,准备在2001年送入太空,它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础.
我们知道,地球大气对电磁波有严重的吸收,我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测.随着空间技术的发展,在大气外进行观测已成为可能,所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Space telescope）.空间观测设备与地面观测设备相比,有极大的优势：以光学望远镜为例,望远镜可以接收到宽得多的波段,短波甚至可以延伸到100纳米.没有大气抖动后,分辨本领可以得到很大的提高,空间没有重力,仪器就不会因自重而变形.前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的,也属于空间望远镜.
哈勃空间望远镜（HST）：
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座,也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项.它筹建于1978年,设计历时7年,1989年完成,并于1990年4月25日由航天飞机运载升空,耗资30亿美元.但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差,不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作.成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标,观测结果表明,它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍.
HST最初升空时携带了5台科学仪器：广角/行星照相机,暗弱天体照相机,暗弱天体光谱仪,高分辨率光谱仪和高速光度计.
1997年的维修中,为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪,把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率.
1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机,并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪,这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能.
HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响.
二十一世纪初的空间天文望远镜：
"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA"起源计划"的关键项目,用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团.其中,NGST是大孔径被动制冷望远镜,口径在4～8米之间,是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目.它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面.将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案,提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量,同时由于具有综合成图能力,能产生高分辨率的图象,所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的.
从第一架光学望远镜到射电望远镜诞生的三百多年中,光学望远镜一直是天文观测最重要的工具,下面就对光学望远镜的发展作一个简单的介绍.
折射式望远镜
[编辑本段]
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.
反射式望远镜
[编辑本段]
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.
折反射式望远镜
[编辑本段]
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.
望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙.天体物理的发展需要更大口径的望远镜.
但是,随着望远镜口径的增大,一系列的技术问题接踵而来.海尔望远镜的镜头自重达14.5吨,可动部分的重量为530吨,而6米镜更是重达800吨.望远镜的自重引起的镜头变形相当可观,温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量.从制造方面看,传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比,所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径.
自七十年代以来,在望远镜的制造方面发展了许多新技术,涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域.这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限,并且降低造价和简化望远镜结构.特别是主动光学技术的出现和应用,使望远镜的设计思想有了一个飞跃.
从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮.其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,颗X射线的观测设备.
以上这些项目和计划表明,未来几年将会是一个X射线观测和研究的高潮.
γ射线望远镜：
γ射线比硬X射线的波长更短,能量更高,由于地球大气的吸收,γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行.
1991年,美国的康普顿（γ射线）空间天文台（Compton GRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道.它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测,同时也对较强的宇宙γ射线源进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量,取得了许多有重大科学价值的结果.
CGRO配备了4台仪器,它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高,这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化,也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段.CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE）,可变向闪烁光谱仪实验（OSSE）,1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）,1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）.
受到康普顿空间天文台成功的鼓舞,欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL,准备在2001年送入太空,它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础.
我们知道,地球大气对电磁波有严重的吸收,我们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测.随着空间技术的发展,在大气外进行观测已成为可能,所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Space telescope）.空间观测设备与地面观测设备相比,有极大的优势：以光学望远镜为例,望远镜可以接收到宽得多的波段,短波甚至可以延伸到100纳米.没有大气抖动后,分辨本领可以得到很大的提高,空间没有重力,仪器就不会因自重而变形.前面介绍的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的,也属于空间望远镜.
哈勃空间望远镜（HST）：
这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座,也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项.它筹建于1978年,设计历时7年,1989年完成,并于1990年4月25日由航天飞机运载升空,耗资30亿美元.但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差,不得不在1993年12月2日进行了规模浩大的修复工作.成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标,观测结果表明,它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍.
HST最初升空时携带了5台科学仪器：广角/行星照相机,暗弱天体照相机,暗弱天体光谱仪,高分辨率光谱仪和高速光度计.
1997年的维修中,为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪,把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率.
1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机,并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪,这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能.
HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响.
二十一世纪初的空间天文望远镜：
"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA"起源计划"的关键项目,用于探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星团.其中,NGST是大孔径被动制冷望远镜,口径在4～8米之间,是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目.它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面.将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案,提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量,同时由于具有综合成图能力,能产生高分辨率的图象,所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的.