天文望远镜地面望远镜光学欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)，由4台口径8.2米的望远镜组成，光学系统均为里奇-克莱琴式反射望远镜（R-C式，卡塞格林式的变种），位于智利北部的帕瑞纳天文台

四台望远镜既可单独观测，也可组成光学干涉阵列观测

天文台在沙漠之中，大气视宁度极佳，近些年取得了很多观测成果

凯克望远镜(Keck)，由两台口径10米的望远镜组成，位于夏威夷莫纳克亚山山顶

光学系统为R-C式反射望远镜

两台望远镜采用薄镜镶拼技术，使得主镜质量大大降低，它还具有自适应光学系统

这些技术使得其成为最成功的望远镜之一

双子星望远镜(GEMINI)，由两台口径8米的望远镜组成，一台位于夏威夷莫纳克亚山，一台位于智利拉西亚北面的沙漠，以进行全天系统观测

光学系统为R-C式反射望远镜，其主镜采用主动光学技术

霍比-埃伯利望远镜(HET)，由91块直径1米的正六边形玻璃镶拼而成，总口径11米，等效口径9.2米，位于美国德克萨斯州麦克唐纳天文台

光学系统为反射式

HET望远镜是光谱巡天用望远镜．光轴的天顶角固定不变，为35°，即主镜不可上下移动；方位可作360°转动，但只用于改换观测天区，一次观测中望远镜是固定不动的

焦面装置备有球差改正器，每次观测只用到主镜的一部分

可观测天区为赤纬-10°到75°，但对不同赤纬的星可观测的时段不同，跟踪时间长短也可能不同，为45分钟到2.5小时

日本国家天文台昴星团望远镜(SUBARU)，由一台口径8.2米的望远镜组成，位于夏威夷莫纳克亚山上

观测波段可至中红外

加那利大型望远镜(GTC)，由一台口径10.4米的望远镜组成，位于加那利群岛的拉帕尔马岛上

群岛中的ORM天文台和OT天文台连同加那利天体物理研究所共同组成欧洲北方天文台

大天区多目标光纤光谱望远镜（LAMOST，也作郭守敬望远镜），由一台有效口径4米的望远镜组成，光学系统为施密特式，位于中国科学院国家天文台兴隆观测站

它应用主动光学技术，使它成为大口径兼大视场光学望远镜的世界之最

在曝光1.5小时内可以观测到暗达20.5等的天体

而由于它视场达5°，在焦面上可放置四千根光纤，将遥远天体的光分别传输到多台光谱仪中，同时获得它们的光谱，是世界上光谱获取率最高的望远镜

射电超长基线阵列(VLBA)由10台口径25米的射电望远镜组成，跨度从美国东部的维尔京岛到西部的夏威夷，最长基线达8600千米，最短基线为200千米，其精度是哈勃太空望远镜的500倍，是人眼的60万倍

绿湾射电天文望远镜(GBT)，世界上最大的可移动射电望远镜之一

其抛物面型天线尺寸为100米x110米，它的这种不对称形状能防止支撑结构使其2000多块铝制面板镶嵌的镜面变得模糊不清

绿岸望远镜重达7300吨，高148米，但是十分灵活，可实时跟踪目标，还能快速变焦，适应不同观测对象

 国际低频射电望远镜阵列(LOFAR)是最大的低频射电望远镜阵列，由散布在多个欧洲国家的大量（约20000个）单独天线组成的望远镜阵列

这些天线借助高速网络和欧洲最强大超算之一“COBALT”相关器形成一个占地30万平方米的射电望远镜

 阿塔卡马大型毫米波/亚毫米波阵列(ALMA)，由54台口径12米和12台口径7米的射电望远镜组成，位于智利北部阿塔卡马沙漠

66座天线既可以协同工作，也可以分别观测

所有天线取得信号经由专用的超级计算机处理

这些天线可用不同的配置法排成阵列，天线间的距离变化多样，最短可以是150米，最长可以到16公里

日本国立天文台野边山观测所(NRO)，由一台口径45米的毫米波望远镜和6台口径10米的毫米波望远镜组成，位于日本长野县野边山

500米口径球面射电望远镜(FAST)，由一台口径500米的球面射电望远镜组成，位于贵州省黔南，是由中国科学院国家天文台主导建设，具有我国自主知识产权、世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜

截止到2019年7月19日，这个世界上最大的射电望远镜已经发现了125颗优质脉冲星候选体，确认了86颗

 FAST不仅推动了我国天文学的发展，还为世界天文学研究、高科技领域研究带来了巨大的推动力

 阿雷西博天文台(ART)，由一台口径300米的球面射电望远镜组成，位于美国波多黎各自由邦

它曾是世界上最大的单口径射电望远镜，不仅能够接受电波，还能发射电波

过去57年来，世界各地的科学家一直使用阿雷西博望远镜研究遥远行星，发现潜在的危险小行星并寻找可能存在的地外生命

从太阳系小天体到遥远的太空深处的脉冲星，阿雷西博望远镜曾见证众多“人类第一次发现”

 2020年12月1日，阿雷西博射电望远镜坍塌阿雷西博望远镜坍塌是因为3个支撑塔全部断裂，重达900吨的接收平台直接坠落到望远镜的反射盘上

天线被砸坏，望远镜已无修复可能

 中微子中微子是组成自然界的最基本的粒子之一

它个头小、不带电，可自由穿过地球，质量非常轻，以接近光速运动，与其他物质的相互作用十分微弱，号称宇宙间的“隐身人”

科学界从预言它的存在到发现它，用了20多年的时间

中微子包含天体的大量信息

由于与物质作用十分微弱，中微子天文台通常十分巨大，且建于地下

冰立方中微子天文台(IceCube)，由数千个中微子探测器和切伦科夫探测器组成，位于南极洲冰层下约2.4公里处，分布范围超过一立方公里

中微子与原子相撞产生的粒子名叫μ介子，生成的蓝色光束被称作“切伦科夫辐射”

由于南极冰的透明度极高，位于冰中的光学传感器能发现这种蓝光

已经冰立方天文台已作出许多科学成果

超级神冈探测器，由约一万个中微子探测器组成，位于日本神冈一座废弃砷矿中

主结构——高41米、直径39米的水箱——在深达1000米的地下，内盛5万吨的超纯水，内壁安装数万个光电倍增管，用于观测切伦科夫辐射

其可接受太阳中微子，并解决了中微子缺失问题，作出了很多科学成果

江门地下中微子观测站(JUNO)，是一个现正在广东省江门市建造的多物理目标的综合性实验观测站

江门中微子实验除了可以利用反应堆中微子来确定中微子的质量顺序和精确测量中微子混合参数，还可以探测太阳中微子、来自银河系及邻近星系的超新星爆发产生的中微子和超新星背景中微子，对研究恒星演化和超新星爆发机制具有重要意义

另一方面，超新星爆发与众多天体物理学和宇宙学的基本问题紧密相关，如大质量恒星的演化、中子星和黑洞的形成、重核元素的合成、伽马射线暴和高能宇宙线的起源等

 引力波引力波是指时空弯曲中的涟漪，通过波的形式从辐射源向外传播，这种波以引力辐射的形式传输能量

在1916年，爱因斯坦基于广义相对论预言了引力波的存在

引力波的存在是广义相对论洛伦兹不变性的结果，因为它引入了相互作用的传播速度有限的概念

相比之下，引力波不能够存在于牛顿的经典引力理论当中，因为牛顿的经典理论假设物质的相互作用传播是速度无限的

科学家们已经利用更为灵敏的探测器证实了引力波的存在

最为灵敏的探测器是LIGO，更多的空间引力波天文台(中国的中国科学院太极计划，和中山大学的天琴计划)正在筹划当中

激光干涉引力波天文台(LIGO)，由两个干涉仪组成，每一个都带有两个4千米长的臂并组成L型，分别位于相距3000千米的美国华盛顿州和路易斯安娜州

每个臂由直径为1.2米的真空钢管组成，一旦引力波闯入地球，引发时空震荡，干涉臂距离就会变动，这将让干涉条纹变化，依此确定引力波强度

 2017年8月17日，它首次发现双中子星并合引力波事件

 宇宙射线宇宙射线是来自外太空的带电高能次原子粒子

它们可能会产生二次粒子穿透地球的大气层和表面

主要的初级宇宙射线（来自深太空与大气层撞击的粒子）成分在地球上一般都是稳定的粒子，像是质子、原子核、或电子

但是，有非常少的比例是稳定的反物质粒子，像是正电子或反质子，这剩余的小部分是研究的活跃领域

大约89%的宇宙射线是单纯的质子，10%是氦原子核（即α粒子），还有1%是重元素

这些原子核构成宇宙线的99%

孤独的电子（像是β粒子，虽然来源仍不清楚），构成其余1%的绝大部分；γ射线和超高能中微子只占极小的一部分

这些粒子的来源可能是太阳（或其它恒星）或来自遥远的可见宇宙，由一些还未知的物理机制产生的

宇宙射线的能量可以超过1020eV，远超过地球上的粒子加速器可以达到的1012至1013 eV

高海拔宇宙线观测站(LHAASO)是世界上正在建设的海拔最高（4410米）、规模最大（2040亩）、灵敏度最强的宇宙射线探测装置，位于中国四川省稻城县海子山

观测站分为四个部分：电磁粒子探测阵列、缪子探测器阵列、水切伦科夫探测器阵列和广角切伦科夫探测器阵列

2016年7月开始基础设施建设，2020年12月6日缪子探测器阵列完工

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