光電成像方法
經望遠鏡聚集的星光最終必須由輻射接受器來加以檢測，這就像人眼瞳孔收集的光必須由視網膜來加以感受和檢測一樣。優良的輻射接受器裝在中小型望遠鏡上可發揮出和大望遠鏡同樣的威力，如將它裝在大型望遠鏡上，則正是如虎添翼，更顯神威。因此，輻射接受器即望遠鏡終端設備的改進對於天文觀測至為重要。
直到本世紀中葉，照相底片和光電倍增管依然是輻射接受器中的兩大“支柱”。照相底片能同時拍攝成千上萬顆的星像，但它沒有光電元件靈敏，觀測結果的精度較低；光電倍增管極為靈活，觀測精度也高，但它每次隻能針對一個天體進行測量。能否製造出集照相底片和光電倍增管的優點於一身的新型設備呢？這是一種很自然的想法。
早在本世紀30年代，為了軍事上的應用，一種名叫像增強器的光電元件誕生了。像增強器也像光電倍增管一樣有一個光電陰極，當天體的像呈現在光電陰極上後，由於天體像的各部分亮暗不同，因而光電陰極上不同部位會產生出多寡不同的光電子，這時像增強器就不像光電倍增管那樣僅產生一個總的訊號―光電流而是通過靜電聚焦係統，使各部位產生的光電子有規則地轟擊管末的熒光屏，並在其上重現出亮度大大增加的禾體圖像。為了能探測到更暗弱的對象，把上麵這種單級像增強器彼此耦合起來，於―產生了多級像增強器，它能使原先暗弱的圖像亮度增強數萬倍之多。單級像增強器示意圖電子纖使光電陰極上的天體像聚焦，並在熒光屏上重視出大大増強了的天體像。
早期的像增強器，由於其熒光屏在成像時，即使一個無限小的點光源，也會變成具有一定直徑的光斑，因此分辨本領既降低，圖像的失真也較嚴重。本世紀40年代，法國天文學家拉爾芒想到，是否可以不用熒光屏而在該位置上直接裝上一種特製的照相底片呢？經過幾年的悉心研究，他終於在1952年製出了第一台電子照相機，後被稱為拉爾芒電子照相機。這種照相機使用的底片是一種電子照相乳膠片，當電子流打上去它就可以感光成像。然而，拉爾芒電子照相機的結構比較複雜，每次使用，必須重新更換光電陰極，並使管內重抽真空。後來，美國人研製了一種“美國海軍電子照相機”。
它的光電陰極可連續使用14個月之久，因而比拉爾芒電子照相機更方便，也更經濟。靜電聚焦電極天文電視上的應用。就同我們坐在家圖21美國海軍電子照相機示意圖裏可以看到劇眼圖中靜電聚焦電極起了電子透鏡的作用，它能場裏的演出一使光電陰極上的天體像增強和再次聚焦並讓樣，可以通過電子乳膠底片擁下來攝像機把望遠耳鏡接受到的天體圖像傳送到收象處，收像處可以在望遠鏡近旁，也可以在遠方。通過電視接受技術在電視屏幕上就能看到天體圖像。天文電視在空間探測中發揮著重要的作用。由於遙控遙測技術的發展，天文電視已能把幾十萬甚至幾億千米外的探測器上獲得的天體圖像迅速地送回地球，顯示在熒光屏上。矽二極管陣是光電成像器件中的新秀。
它問世一二十年來，生命力極為旺盛。矽二極管是一種體積極小的光敏二極管，在入射光子的作用下，它能釋放出電子、空穴對，並形成電流，從而使人射光信號轉變為電訊號。利用集成電路工藝將大量矽二極管縱橫排列成線陣或方陣就構成了矽二級管陣。它十分靈敏，可探測的光譜範圍很寬，它還能同時把圖像上各個部的輻射強度轉換成數字信息，因而特別有利於配合電子計算機快速獲得觀測資料。
觀測和測量自動化
近年來，電子計算機技術已在天文觀測中得到極廣泛的應用。現在世界上的大型和中型望遠鏡都配有專用的電子計算機，觀測者事先排好觀測程序，輸人電子計算機。於是從開天窗、轉圓頂、望遠鏡對準目標進行觀測都可以由計算機自動控製。更重要的，這種專用電子計算機還能按觀測者的設計對獲得的資料進行實時處理並貯存起來，事後再將許多存信息送人大型電子計算機進行綜合歸算。
電子計算機也廣泛地用於天文測量，使工作效率和測量精度都大大提高。就拿天文底片的測量來說，一張天文底片，上麵往往有成千上萬顆星像，用手工操縱專門的儀器逐個地測量星像的位置和密度(星像在底片上的濃淡程度），速度慢，精度低，每小時隻能測三四十顆星。電子計算機完全可以從事這種機械性的重複勞動，隻要排好程序，它就可以速度快、精度高地代替人工操作。各種不同型號的全啟動底片處理機就是使用電子計算機自動控製和操縱的，獲得的信息以數字顯示或磁帶記錄、紙帶記錄等各種形式輸出。它不但可以測量星像的坐標、和相對距離，也可以測出星像的密度，有的還可以作天體光譜的測量分析。全自動底片處理機工作效率極高。例如英國研製的“全自動光度、坐標量度儀”，粗測時，每小時可以測量1000萬顆星，測量的精度略低於手工操作;在精測時，每小時可測900顆星，精度比手工操作還高。
電子計算機的應用實現了天文觀測和數據處理的自動化，而且還導致了傅裏葉變換分光術和斑點幹涉測量的問世，這兩項新技術為研究天體的光譜和獲得高分辨率的天體圖像打開了新局麵。
傅裏葉變換分光術
傅裏葉變換分光術是一種全新的分光術，它沒有棱鏡、光柵等色散係統，也不是直接記錄天體的光譜，而是應用一種稱傅裏葉變換光譜儀的專用儀器，獲得一種幹涉圖像，然後通過電子計算機的運算處理，求得天體的光譜。傅裏葉變換光譜儀的主要部件是掃描邁克耳遜幹涉儀。來自望遠鏡的星光經準直鏡變成平行光投射在和人射光束成45。角的半透明反射鏡5上，它使入射光分成二束，一束經3反射到達平麵反射鏡風，再反射回來穿過構成第一束出射光束；第二束穿過半透明反射鏡3到達平麵反射鏡蠔，再從其上反射構成第二束出射光束。這二束出射光束產生幹涉，由檢測器記錄下來。同時，平麵反射鏡還會以一定的速度前後移動(“掃描”），使第二光束的光束不斷改變，於是兩束出射光束的幹涉情況不斷發生變化。探測器記錄下來的便是掃描幹涉儀所獲得的幹涉圖譜，這種幹涉圖譜中―著天體光譜的信息。
早在上個世紀末，著名物理學家邁克耳遜就從原理上闡明了用掃描邁克耳遜幹涉儀可以獲得天體的光譜，但是由於從獲得的幹涉圖譜轉化為天體光譜圖牽涉到一種數字上叫做“傅裏葉變換”的運算，工作量極大，非人工所能做到，因此這種思想並不能付諸實施。進人本世紀60年代，由於使用大型電子計算機已能快速地進行傅裏葉變換的數學運算，於是用掃描邁克耳遜幹涉儀所獲得的幹涉圖譜中所隱藏著的天體光譜信息得以提取出來，傅裏葉變換分光術自然就問世了。