『壹』 沸騰換熱實驗測量原理
實驗原理
在盛滿蒸餾水的大容器內，使水達到飽和溫度後對試件通電加熱，試件表面上不斷產生氣泡和躍離，形成穩定的泡狀沸騰換熱現象。當改變加熱功率時，就改變了熱源管表面的熱負荷，可以觀察到氣泡的形成，擴大和躍離過程以及泡狀核心隨著試件熱負荷提高而增加的現象。如熱負荷增大至一定程度後，所產生的氣泡在管壁面逐漸形成連續的汽膜，就由泡態沸騰向膜態沸騰過渡。此時壁溫會迅速升高，以至會將試件燒毀。測出泡狀沸騰時的加熱功率及試件壁溫，可以得出泡狀沸騰時壁面溫度與水飽和溫度之差隨熱負荷變化的曲線，計算出泡狀沸騰放熱系數。
試件參數單位管子內徑mm2.66.0管子外徑mm3.05.4管子壁厚δmm0.20.3工作段長度Lm0.140.14熱源管的發熱量由流過它的電流及其工作段的電壓降來確定，在試件兩端測量熱電壓降，電流與該電壓降相乘得到的功率值，就是試件表面的散熱量Q。
試件外壁溫度t2很難直接測定，對不銹鋼管試件，可利用插入管內熱電偶測出管內溫度t1，再通過計算求好含運出t2。
三、試驗裝置（見附圖）
試驗裝置主要包括玻璃大容器、試件，大功率直流電源、輔助加熱裝置及測量系統。試件由不銹鋼管製成，其兩端通過電極引入低壓大電流加熱。為了便於觀察，熱源管放在盛有蒸餾水的玻璃容器中。低壓大電流由功率直流電源提供，熱源管的發熱量由流過熱源管的電流和工作段兩端的電壓來確定。熱源管內壁溫度和水的飽和溫度由熱電偶測量，外壁溫度通過計算得到。
為使蒸餾水達到飽和溫度，試驗前先用輔助電熱器將水加熱到沸騰，並保持其沸騰狀態，即可進行試驗。作泡狀沸騰換熱試驗時，可選用下表中不同直徑的不銹鋼管。
四、試驗步驟
1、玻璃容器內充蒸餾水至4/5高度；將試驗裝置測量線路接好，接通工作電源。
2、輔助電熱器通電，當容器中水沸騰後，調節降低工作電壓老或，使沸騰緩慢，以便能清晰觀察試件。
3、觀察大容器內水沸騰的基本現象。啟動功率直流穩壓電源，緩慢地加大熱源管的工作電流，注意觀察下列的沸騰現象：
a、在鋼管的某些固定點上逐漸形成氣泡，並不斷擴大，達到一定大小後，汽泡躍離管壁，漸漸上升，最後離開水面，產生汽泡的固定點稱為汽化核心，汽泡躍離後，又有新的汽泡在住房汽化核心產生，如此再而復始，有一定的周期。
b、隨熱源管工作電流增加，熱負荷加大，管壁上汽化核心的數目增加，汽泡躍離的頻率也相應加大。
c、如熱負荷增大至一定程度後，所產生的汽泡就會在管壁面逐漸形成連續的汽膜，由泡態沸騰向膜態沸騰過渡，此時壁溫會迅速升高，以至將鋼管燒毀（因此，本試驗工作電流不允許超過100安培）。
d、為了測定不同熱負荷下放熱系數α的變化，工作電流在50-98安培范圍內改變，共測7～8個工況，每改變一個工況，待各讀數穩定後，記錄數據。
e、調換不同直徑的不銹鋼管，進行上述試驗。
f、試驗結束前應將功率直流穩壓電源旋至零值，然後切斷電源。
五、數據整理與計算
1、電流流過熱源管，在工作段ab間的發熱量Q：
Q=I×U （W）
式中：I—流過試件的電流（A）
U——工作段ab間電壓（V）
2、試件表面熱負荷q：
q=Q/F (W/m2)
式中：F——工作段ab間的表面積（m2）
3、鋼管外表面溫度t2
試件為圓管時，按有內熱源的長圓管，其管外表面為對流放熱條件，管內壁面絕熱時，根據管內溫度可以計算外壁溫度：
式中：λ—不銹鋼管導熱系數λ=16.3(W/m℃)；
L—工作段ab長度（m）；
ξ—計算系數
4、泡態沸騰時放熱系數α
在穩定情況下，電流流過熱源管發生的熱量全部通過外表面由水沸騰換熱而帶走，即： Q=Fα（t2-ts） (w)
所以 α=Q/F△t（W/m2℃）
△t=t2-ts (C)
六、實驗報告要求
1、在方格紙上，以q為縱坐標，△t為橫坐標將各測試點繪出，並連成曲線。
2、將實驗結果與邏遜瑙整理推薦的泡態沸騰熱負荷q與溫度△t的關系友梁式：
進行比較，分析討論系數Csf變化帶來的影響。
實驗原始數據記錄及參數計算
試驗管直徑：D2= 工作段長度：L=
工作段面積 F= 系數ξ=
項目
序號物理量符號及計算公式工況
單位工況123451沸騰水飽和溫度Ts℃ 3試件ab間電壓降U伏 5管內壁溫度t1℃ 6熱源管工作電流I安培 8熱源管放熱量Q=I×UW 9管外壁溫度t2=t1-ζQ℃ 10熱源管表面熱負荷q=Q/FW/m2 11沸騰放熱之差△t=t2-ts℃ 12水沸騰放熱系數α=Q/F△tW/m2℃
『貳』 天文望遠鏡的各部位名稱，和用途。
天文望遠鏡目錄[隱藏]
概況
折射式望遠鏡
折反射式望遠鏡
現代大型光學望遠鏡
射電望遠鏡
空間望遠鏡
其它波段的望遠鏡
望遠鏡的表示方法
[編輯本段]概況
Astronomical Telescope
天文望遠鏡是觀測天體的重要手段，可以毫不誇大地說，沒有望遠鏡的誕生和發展，就沒有現代天文學。隨著望遠鏡在各方面性能的改進和提高，天文學也正經歷著巨大的飛躍，迅速推進著人類對宇宙的認識。
[編輯本段]折射式望遠鏡
1609年，伽利略製作了一架口徑4.2厘米，長約1.2米的望遠鏡。他是用平凸透鏡作為物鏡，凹透鏡作為目鏡，這種光學系統稱為伽利略式望遠鏡。伽利略用這架望遠鏡指向天空，得到了一系列的重要發現，天文學從此進入瞭望遠鏡時代。
1611年，德國天文學家開普勒用兩片雙凸透鏡分別作為物鏡和目鏡，使放大倍數有了明顯的提高，以後人們將這種光學系統稱為開普勒式望遠鏡。現在人們用的折射式望遠鏡還是這兩種形式，天文望遠鏡是採用開普勒式。
需要指出的是，由於當時的望遠鏡採用單個透鏡作為物鏡，存在嚴重的色差，為了獲得好的觀測效果，需要用曲率非常小的透鏡，這勢必會造成鏡身的加長。所以在很長的一段時間內，天文學家一直在夢想製作更長的望遠鏡，許多嘗試均以失敗告終。
1757年，杜隆通過研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透鏡的理論基礎，並用冕牌玻璃和火石玻璃製造了消色差透鏡。從此，消色差折射望遠鏡完全取代了長鏡身望遠鏡。但是，由於技術方面的限制，很難鑄造較大的火石玻璃，在消色差望遠鏡的初期，最多隻能磨製出10厘米的透鏡。
十九世紀末，隨著製造技術的提高，製造較大口徑的折射望遠鏡成為可能，隨之就出現了一個製造大口徑折射望遠鏡的高潮。世界上現有的8架70厘米以上的折射望遠鏡有7架是在1885年到1897年期間建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口徑102厘米的葉凱士望遠鏡和1886年建成的口徑91厘米的里克望遠鏡。
折射望遠鏡的優點是焦距長，底片比例尺大，對鏡筒彎曲不敏感，最適合於做天體測量方面的工作。但是它總是有殘余的色差，同時對紫外、紅外波段的輻射吸收很厲害。而巨大的光學玻璃澆制也十分困難，到1897年葉凱士望遠鏡建成，折射望遠鏡的發展達到了頂點，此後的這一百年中再也沒有更大的折射望遠鏡出現。這主要是因為從技術上無法鑄造出大塊完美無缺的玻璃做透鏡，並且，由於重力使大尺寸透鏡的變形會非常明顯，因而喪失明銳的焦點。
[編輯本段]折反射式望遠鏡
折反射式望遠鏡最早出現於1814年。1931年，德國光學家施密特用一塊別具一格的接近於平行板的非球面薄透鏡作為改正鏡，與球面反射鏡配合，製成了可以消除球差和軸外象差的施密特式折反射望遠鏡，這種望遠鏡光力強、視場大、象差小，適合於拍攝大面積的天區照片，尤其是對暗弱星雲的拍照效果非常突出。施密特望遠鏡已經成了天文觀測的重要工具。
1940年馬克蘇托夫用一個彎月形狀透鏡作為改正透鏡，製造出另一種類型的折反射望遠鏡，它的兩個表面是兩個曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均為球面，比施密特式望遠鏡的改正板容易磨製，鏡筒也比較短，但視場比施密特式望遠鏡小，對玻璃的要求也高一些。
由於折反射式望遠鏡能兼顧折射和反射兩種望遠鏡的優點，非常適合業余的天文觀測和天文攝影，並且得到了廣大天文愛好者的喜愛。
[編輯本段]現代大型光學望遠鏡
望遠鏡的集光能力隨著口徑的增大而增強，望遠鏡的集光能力越強，就能夠看到更暗更遠的天體，這其實就是能夠看到了更早期的宇宙。天體物理的發展需要更大口徑的望遠鏡。
但是，隨著望遠鏡口徑的增大，一系列的技術問題接踵而來。海爾望遠鏡的鏡頭自重達14.5噸，可動部分的重量為530噸，而6米鏡更是重達800噸。望遠鏡的自重引起的鏡頭變形相當可觀，溫度的不均勻使鏡面產生畸變也影響了成象質量。從製造方面看，傳統方法製造望遠鏡的費用幾乎與口徑的平方或立方成正比，所以製造更大口徑的望遠鏡必須另闢新徑。
自七十年代以來，在望遠鏡的製造方面發展了許多新技術，涉及光學、力學、計算機、自動控制和精密機械等領域。這些技術使望遠鏡的製造突破了鏡面口徑的局限，並且降低造價和簡化望遠鏡結構。特別是主動光學技術的出現和應用，使望遠鏡的設計思想有了一個飛躍。
從八十年代開始，國際上掀起了製造新一代大型望遠鏡的熱潮。其中，歐洲南方天文台的VLT，美、英、加合作的GEMINI，日本的SUBARU的主鏡採用了薄鏡面；美國的KeckI、KeckII和HET望遠鏡的主鏡採用了拼接技術。
優秀的傳統望遠鏡卡塞格林焦點在最好的工作狀態下，可以將80%的幾何光能集中在0〃.6范圍內，而採用新技術製造的新一代大型望遠鏡可保持80％的光能集中在0〃.2~0〃.4，甚至更好。
下面對幾個有代表性的大型望遠鏡分別作一些介紹：
凱克望遠鏡（KeckI，KeckII）
KeckI和KeckII分別在1991年和1996年建成，這是當前世界上已投入工作的最大口徑的光學望遠鏡，因其經費主要由企業家凱克（KeckWM）捐贈（KeckI為9400萬美元，KeckII為7460萬美元）而命名。這兩台完全相同的望遠鏡都放置在夏威夷的莫納克亞，將它們放在一起是為了做干涉觀測。
它們的口徑都是10米，由36塊六角鏡面拼接組成，每塊鏡面口徑均為1.8米，而厚度僅為10厘米，通過主動光學支撐系統，使鏡面保持極高的精度。焦面設備有三個：近紅外照相機、高解析度CCD探測器和高色散光譜儀。
"象Keck這樣的大望遠鏡，可以讓我們沿著時間的長河，探尋宇宙的起源，Keck更是可以讓我們看到宇宙最初誕生 的時刻"。
歐洲南方天文台甚大望遠鏡（VLT）
歐洲南方天文台自1986年開始研製由4台8米口徑望遠鏡組成一台等效口徑為16米的光學望遠鏡。這4台8米望遠鏡排列在一條直線上，它們均為RC光學系統，焦比是F/2，採用地平裝置，主鏡採用主動光學系統支撐，指向精度為1〃，跟蹤精度為0.05〃，鏡筒重量為100噸，叉臂重量不到120噸。這4台望遠鏡可以組成一個干涉陣，做兩兩干涉觀測，也可以單獨使用每一台望遠鏡。
現在已完成了其中的兩台，預計於2000年可全部完成。
雙子望遠鏡（GEMINI）
雙子望遠鏡是以美國為主的一項國際設備（其中，美國佔50％，英國佔25％，加拿大佔15％，智利佔5％，阿根廷佔2.5%，巴西佔2.5%）,由美國大學天文聯盟（AURA）負責實施。它由兩個8米望遠鏡組成，一個放在北半球，一個放在南半球，以進行全天系統觀測。其主鏡採用主動光學控制，副鏡作傾斜鏡快速改正，還將通過自適 應光學系統使紅外區接近衍射極限。
該工程於1993年9月開始啟動，第一台在1998年7月在夏威夷開光，第二台於2000年9月在智利賽拉帕瓊台址開光，整個系統預計在2001年驗收後正式投入使用。
昴星團（日本）8米望遠鏡（SUBARU）
這是一台8米口徑的光學/紅外望遠鏡。它有三個特點：一是鏡面薄，通過主動光學和自適應光學獲得較高的成象質量；二是可實現0.1〃的高精度跟蹤；三是採用圓柱形觀測室，自動控制通風和空氣過濾器，使熱湍流的排除達到最佳條件。此望遠鏡採用Serrurier桁架，可使主鏡框與副鏡框在移動中保持平行。
大天區多目標光纖光譜望遠鏡（LAMOST）
這是中國正在興建中的一架有效通光口徑為4米、焦距為20米、視場達20平方度的中星儀式的反射施密特望遠鏡。它的技術特色是：
1．把主動光學技術應用在反射施密特系統，在跟蹤天體運動中作實時球差改正，實現大口徑和大視場兼備的功能。
2．球面主鏡和反射鏡均採用拼接技術。
3．多目標光纖（可達4000根，一般望遠鏡只有600根）的光譜技術將是一個重要突破。
LAMOST把普測的星系極限星等推到20.5m，比SDSS計劃高2等左右，實現107個星系的光譜普測，把觀測目標的數量提高1個量級。
[編輯本段]射電望遠鏡
1932年央斯基（Jansky.K.G）用無線電天線探測到來自銀河系中心（人馬座方向）的射電輻射，這標志著人類打開了在傳統光學波段之外進行觀測的第一個窗口。
第二次世界大戰結束後，射電天文學脫穎而出，射電望遠鏡為射電天文學的發展起了關鍵的作用，比如：六十年代天文學的四大發現，類星體，脈沖星，星際分子和宇宙微波背景輻射，都是用射電望遠鏡觀測得到的。射電望遠鏡的每一次長足的進步都會毫無例外地為射電天文學的發展樹立一個里程碑。
英國曼徹斯特大學於1946年建造了直徑為66.5米的固定式拋物面射電望遠鏡，1955年又建成了當時世界上最大的可轉動拋物面射電望遠鏡；六十年代，美國在波多黎各阿雷西博鎮建造了直徑達305米的拋物面射電望遠鏡，它是順著山坡固定在地表面上的，不能轉動，這是世界上最大的單孔徑射電望遠鏡。
1962年，Ryle發明了綜合孔徑射電望遠鏡，他也因此獲得了1974年諾貝爾物理學獎。綜合孔徑射電望遠鏡實現了由多個較小天線結構獲得相當於大口徑單天線所能取得的效果。
1967年Broten等人第一次記錄到了VLBI干涉條紋。
七十年代，聯邦德國在玻恩附近建造了100米直徑的全向轉動拋物面射電望遠鏡，這是世界上最大的可轉動單天線射電望遠鏡。
八十年代以來，歐洲的VLBI網（EVN），美國的VLBA陣，日本的空間VLBI（VSOP）相繼投入使用，這是新一代射電望遠鏡的代表，它們在靈敏度、解析度和觀測波段上都大大超過了以往的望遠鏡。
中國科學院上海天文台和烏魯木齊天文站的兩架25米射電望遠鏡作為正式成員參加了美國的地球自轉連續觀測計劃（CORE）和歐洲的甚長基線干涉網（EVN），這兩個計劃分別用於地球自轉和高精度天體測量研究（CORE）和天體物理研究（EVN）。這種由各國射電望遠鏡聯合進行長基線干涉觀測的方式，起到了任何一個國家單獨使用大望遠鏡都不能達到的效果。
另外，美國國立四大天文台（NARO）研製的100米單天線望遠鏡（GBT），採用無遮擋（偏饋），主動光學等設計，該天線目前正在安裝中，2000年有可能投入使用。
國際上將聯合發展接收面積為1平方公里的低頻射電望遠鏡陣（SKA），該計劃將使低頻射電觀測的靈敏度約有兩個量級的提高，有關各國正在進行各種預研究。
在增加射電觀測波段覆蓋方面，美國史密松天體物理天文台和中國台灣天文與天體物理研究院正在夏威夷建造國際上第一個亞毫米波干涉陣（SMA），它由8個6米的天線組成，工作頻率從190GHz到85z，部分設備已經安裝。美國的毫米波陣（MMA）和歐洲的大南天陣（LAS）將合並成為一個新的毫米波陣計劃――ALMA。這個計劃將有64個12米天線組成，最長基線達到10公里以上，工作頻率從70到950GHz，放在智利的Atacama附近，如果合並順利，將在2001年開始建造，日本方面也在考慮參加該計劃的可能性。
在提高射電觀測的角解析度方面，新一代的大型設備大多數考慮干涉陣的方案；為了進一步提高空間VLBI觀測的角解析度和靈敏度，第二代空間VLBI計劃――ARISE（25米口徑）已經提出。
相信這些設備的建成並投入使用將會使射電天文成為天文學的重要研究手段，並會為天文學發展帶來難以預料的機會。
[編輯本段]空間望遠鏡
我們知道，地球大氣對電磁波有嚴重的吸收，我們在地面上只能進行射電、可見光和部分紅外波段的觀測。隨著空間技術的發展，在大氣外進行觀測已成為可能，所以就有了可以在大氣層外觀測的空間望遠鏡（Spacetelescope）。空間觀測設備與地面觀測設備相比，有極大的優勢：以光學望遠鏡為例，望遠鏡可以接收到寬得多的波段，短波甚至可以延伸到100納米。沒有大氣抖動後，分辨本領可以得到很大的提高，空間沒有重力，儀器就不會因自重而變形。前面介紹的紫外望遠鏡、X射線望遠鏡、γ射線望遠鏡以及部分紅外望遠鏡的觀測都都是在地球大氣層外進行的，也屬於空間望遠鏡。
哈勃空間望遠鏡[2]（HST）
這是由美國宇航局主持建造的四座巨型空間天文台中的第一座，也是所有天文觀測項目中規模最大、投資最多、最受到公眾注目的一項。它籌建於1978年，設計歷時7年，1989年完成，並於1990年4月25日由太空梭運載升空，耗資30億美元。但是由於人為原因造成的主鏡光學系統的球差，不得不在1993年12月2日進行了規模浩大的修復工作。成功的修復使HST性能達到甚至超過了原先設計的目標，觀測結果表明，它的解析度比地面的大型望遠鏡高出幾十倍。
1997年的維修中，為HST安裝了第二代儀器：有空間望遠鏡成象光譜儀、近紅外照相機和多目標攝譜儀，把HST的觀測范圍擴展到了近紅外並提高了紫外光譜上的效率。
1999年12月的維修為HST更換了陀螺儀和新的計算機，並安裝了第三代儀器――高級普查攝像儀，這將提高HST在紫外－光學－近紅外的靈敏度和成圖的性能。
HST對國際天文學界的發展有非常重要的影響。
二十一世紀初的空間天文望遠鏡
"下一代大型空間望遠鏡"（NGST）和"空間干涉測量飛行任務"（SIM）是NASA"起源計劃"的關鍵項目，用於探索在宇宙最早期形成的第一批星系和星團。其中，NGST是大孔徑被動製冷望遠鏡，口徑在4～8米之間，是HST和SIRTF（紅外空間望遠鏡）的後續項目。它強大的觀測能力特別體現在光學、近紅外和中紅外的大視場、衍射限成圖方面。將運行於近地軌道的SIM採用邁克爾干涉方案，提供毫角秒級精度的恆星的精密絕對定位測量，同時由於具有綜合成圖能力，能產生高解析度的圖象，所以可以用於實現搜索其它行星等科學目的。
"天體物理的全天球天體測量干涉儀"（GAIA）將會在對銀河系的總體幾何結構及其運動學做全面和徹底的普查，在此基礎上開辟廣闊的天體物理研究領域。GAIA採用Fizeau干涉方案，視場為1°。GAIA和SIM的任務在很大程度上是互補的。
月基天文台
由於無人的空間天文觀測只能依靠事先設計的觀測模式自動進行，非常被動，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被動為主動，大大提高觀測精度。"阿波羅16號"登月時宇航員在月面上拍攝的大麥哲倫星雲照片表明，月面是理想的天文觀測場所。建立月基天文台具有以下優點：
1．月球上為高度真空狀態，比空間天文觀測設備所處還要低百萬倍。
2．月球為天文望遠鏡提供了一個穩定、堅固和巨大的觀測平台，在月球上觀測只需極簡單的跟蹤系統。
3．月震活動只相當於地震活動的10-8，這一點對於在月面上建立幾十至數百公里的長基線射電、光學和紅外干涉系統是很有利的。
4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，這會給天文台的建造帶來方便。另外，在地球上所有影響天文觀測的因素，比如大氣折射、散射和吸收，無線電干擾等，在月球上均不存在。
美國、歐洲和日本都計劃在未來的幾年內再次登月並在月球上建立永久居住區，可以預料，人類在月球上建立永久性基地後，建立月基天文台是必然的。
對於天文和天體物理的科研領域來講，空間觀測項目無論從人員規模上還是經費上都是相當可觀的，如世界上最大的地面光學望遠鏡象Keck的建設費用（7000~9000萬美元）只相當於一顆普通的空間探測衛星的研製和發射費用。並且，空間天文觀測的難度高，儀器的接收面積小，運行壽命短，難於維修，所以它並不能取代地面天文觀測。在二十一世紀，空間觀測與地面觀測將是天文觀測相輔相成的兩翼。
[編輯本段]其它波段的望遠鏡
我們知道，在地球表面有一層濃厚的大氣，由於地球大氣中各種粒子與天體輻射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范圍內的天體輻射無法到達地面。人們把能到達地面的波段形象地稱為"大氣窗口"，這種"窗口"有三個。
光學窗口：這是最重要的一個窗口，波長在300～700納米之間，包括了可見光波段（400～700納米），光學望遠鏡一直是地面天文觀測的主要工具。
紅外窗口：紅外波段的范圍在0.7～1000微米之間，由於地球大氣中不同分子吸收紅外線波長不一致，造成紅外波段的情況比較復雜。對於天文研究常用的有七個紅外窗口。
射電窗口：射電波段是指波長大於1毫米的電磁波。大氣對射電波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范圍內大氣幾乎是完全透明的，我們一般把1毫米～30米的范圍稱為射電窗口。
大氣對於其它波段，比如紫外線、X射線、γ射線等均為不透明的，在人造衛星上天後才實現這些波段的天文觀測。
紅外望遠鏡
最早的紅外觀測可以追溯到十八世紀末。但是，由於地球大氣的吸收和散射造成在地面進行的紅外觀測只局限於幾個近紅外窗口，要獲得更多紅外波段的信息，就必須進行空間紅外觀測。現代的紅外天文觀測興盛於十九世紀六、七十年代，當時是採用高空氣球和飛機運載的紅外望遠鏡或探測器進行觀測。
1983年1月23日由美英荷聯合發射了第一顆紅外天文衛星IRAS。其主體是一個口徑為57厘米的望遠鏡，主要從事巡天工作。IRAS的成功極大地推動了紅外天文在各個層次的發展。直到現在，IRAS的觀測源仍然是天文學家研究的熱點目標。
1995年11月17日由歐洲、美國和日本合作的紅外空間天文台（ISO）發射升空並進入預定軌道。ISO的主體是一個口徑為60厘米的R-C式望遠鏡，它的功能和性能均比IRAS有許多提高，它攜帶了四台觀測儀器，分別實現成象、偏振、分光、光柵分光、F－P干涉分光、測光等功能。與IRAS相比，ISO從近紅外到遠紅外，更寬的波段范圍；有更高的空間解析度；更高的靈敏度（約為IRAS的100倍）；以及更多的功能。
ISO的實際工作壽命為30個月，對目標進行定點觀測（IRAS的觀測是巡天觀測），這能有的放矢地解決天文學家提出的問題。預計在今後的幾年中，以ISO數據為基礎的研究將會成為天文學的熱點之一。
從太陽繫到宇宙大尺度紅外望遠鏡與光學望遠鏡有許多相同或相似之處，因此可以對地面的光學望遠鏡進行一些改裝，使它能同時也可從事紅外觀測。這樣就可以用這些望遠鏡在月夜或白天進行紅外觀測，更大地發揮觀測設備的效率。
紫外望遠鏡
紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，觀測波段為3100～100埃。紫外觀測要放在150公里的高度才能進行，以避開臭氧層和大氣的吸收。第一次紫外觀測是用氣球將望遠鏡載上高空，以後用了火箭，太空梭和衛星等空間技術才使紫外觀測有了真正的發展。
紫外波段的觀測在天體物理上有重要的意義。紫外波段是介於X射線和可見光之間的頻率范圍，在歷史上紫外和可見光的劃分界限在3900埃，當時的劃分標準是肉眼能否看到。現代紫外天文學的觀測波段為3100～100埃，和X射線相接，這是因為臭氧層對電磁波的吸收界限在這里。
1968年美國發射了OAO-2，之後歐洲也發射了TD-1A，它們的任務是對天空的紫外輻射作一般性的普查觀測。被命名為哥白尼號的OAO-3於1972年發射升空，它攜帶了一架0.8米的紫外望遠鏡，正常運行了9年，觀測了天體的950～3500埃的紫外譜。
1978年發射了國際紫外探測者（IUE），雖然其望遠鏡的口徑比哥白尼號小，但檢測靈敏度有了極大的提高。IUE的觀測數據成為重要的天體物理研究資源。
1990年12月2～11日，哥倫比亞號太空梭搭載Astro-1天文台作了空間實驗室第一次紫外光譜上的天文觀測；1995年3月2日開始，Astro-2天文台完成了為期16天的紫外天文觀測。
1992年美國宇航局發射了一顆觀測衛星――極遠紫外探索衛星（EUVE），是在極遠紫外波段作巡天觀測。
1999年6月24日FUSE衛星發射升空，這是NASA的"起源計劃"項目之一，其任務是要回答天文學有關宇宙演化的基本問題。
紫外天文學是全波段天文學的重要組成部分，自哥白尼號升空至今的30年中，已經發展了紫外波段的EUV（極端紫外）、FUV（遠紫外）、UV（紫外）等多種探測衛星，覆蓋了全部紫外波段。
X射線望遠鏡
X射線輻射的波段范圍是0.01-10納米，其中波長較短（能量較高）的稱為硬X射線，波長較長的稱為軟X射線。天體的X射線是根本無法到達地面的，因此只有在六十年代人造地球衛星上天後，天文學家才獲得了重要的觀測成果，X射線天文學才發展起來。早期主要是對太陽的X射線進行觀測。
1962年6月，美國麻省理工學院的研究小組第一次發現來自天蠍座方向的強大X射線源，這使非太陽X射線天文學進入了較快的發展階段。七十年代，高能天文台1號、2號兩顆衛星發射成功，首次進行了X射線波段的巡天觀測，使X射線的觀測研究向前邁進了一大步，形成對X射線觀測的熱潮。進入八十年代以來，各國相繼發射衛星，對X射線波段進行研究：
1987年4月，由前蘇聯的火箭將德國、英國、前蘇聯、及荷蘭等國家研製的X射線探測器送入太空；
1987年日本的X射線探測衛星GINGA發射升空；
1989年前蘇聯發射了一顆高能天體物理實驗衛星――GRANAT，它載有前蘇聯、法國、保加利亞和丹麥等國研製的7台探測儀器，主要工作為成象、光譜和對爆發現象的觀測與監測；
1990年6月，倫琴X射線天文衛星（簡稱ROSAT）進入地球軌道，為研究工作取得大批重要的觀測資料，到現在它已基本完成預定的觀測任務；
1990年12月"哥倫比亞"號太空梭將美國的"寬頻X射線望遠鏡"帶入太空進行了為期9天的觀測；
1993年2月，日本的"飛鳥"X射線探測衛星由火箭送入軌道；
1996年美國發射了"X射線光度探測衛星"（XTE），
1999年7月23日美國成功發射了高等X射線天體物理設備（CHANDRA）中的一顆衛星，另一顆將在2000年發射；
1999年12月13日歐洲共同體宇航局發射了一顆名為XMM的衛星。
2000年日本也將發射一顆X射線的觀測設備。
以上這些項目和計劃表明，未來幾年將會是一個X射線觀測和研究的高潮。
γ射線望遠鏡
γ射線比硬X射線的波長更短，能量更高，由於地球大氣的吸收，γ射線天文觀測只能通過高空氣球和人造衛星搭載的儀器進行。
1991年，美國的康普頓（γ射線）空間天文台（ComptonGRO或CGRO）由太空梭送入地球軌道。它的主要任務是進行γ波段的首次巡天觀測，同時也對較強的宇宙γ射線源進行高靈敏度、高解析度的成象、能譜測量和光變測量，取得了許多有重大科學價值的結果。
CGRO配備了4台儀器，它們在規模和性能上都比以往的探測設備有量級上的提高，這些設備的研製成功為高能天體物理學的研究帶來了深刻的變化，也標志著γ射線天文學開始逐漸進入成熟階段。CGRO攜帶的四台儀器分別是：爆發和暫時源實驗（BATSE），可變向閃爍光譜儀實驗（OSSE），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL），1Mev~30Mev范圍內工作的成象望遠鏡（COMPTEL）。
受到康普頓空間天文台成功的鼓舞，歐洲和美國的科研機構合作制訂了一個新的γ射線望遠鏡計劃－INTEGRAL，准備在2001年送入太空，它的上天將為康普頓空間天文台之後的γ射線天文學的進一步發展奠定基礎。