电子望远镜是电子技术与光学技术的结晶。根据不同的用途，形态和功能也不相同。军用的电子望远镜结合了夜视技术；民用的电子望远镜大多都融入了防抖动技术，使手持望远镜能得到更好的使用感受；用于天文的电子望远镜使用了电子的赤道仪，使观测更为轻松和准确，通过电子遥控器，可以精确地控制望远镜的位置，而且可以连接录像机和电脑进行录制和拍照。

经典的射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相似，投射来的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。然后再用电缆传送至控制室进一步放大、检波，最后以适于特定研究的方式进行记录、处理和显示。[1]

中文名

电子望远镜

外文名

electron telescope

一种辐射带电子望远镜

此仪器为测量辐射带电子分布，估计空间电子对卫星仪器设备的损伤效应而研制。

仪器分三个能挡，E≥0.25MeV，E≥0.5MeV，E≥0.8MeV。探头部分采用三块贯穿式金硅面垒型半导体 探测器构成望远镜式结构，具有高的分辨率，噪声低，线性响应好等特性，能够将电子信号和其他带电粒子 ( 如质子、a 粒子等 ) 产生的干扰信号可靠地区别开来。

仪器经过校准、环境实验以及在卫星上实际使用，性能可靠，达到了设计要求，取得了一系列实验数据。

设计思想

为了测量电子的角分布，探头部分就必须有很小的张角，电路部分必须有快速的响应时间。但太小的张角，将会带来很大的统计涨落；张角太大，又测不出空间角分布。综合考虑，仪器取全张角为20 ，几何因子约为0.008c m ·sr。

仪器各挡的末级，采用对数计数率仪输出，因此响应时间问题十分重要。由于半导体探头灵敏面积所限，仪器张角过小，致使几何因子太小，末级的计数率很低，尤其是对于第三挡输出。快速的响应时间，将会给输出电压带来很大的统计涨落。折衷结果，取响应时间为卫星自旋周期的十分之一。

各挡能阂值的稳定性，取决于放大器增益及鉴别器的鉴别阈是否稳定，此外，还与探头工作状态有关。探头的工作状态接近于全耗尽状态，即使高压电源变化百分之五，也基本不影响能阈值。为了保证仪器有尽可能低的噪声 ( 噪声计数率不超过Icount /s)，探头的偏压值不可过高，基本上在150V左右。

工作原理

当能量大于0.25MeV的电子穿过第一块吸收片 ( 兼挡光片 ) 进入第一块探头时，便在探头中损失能量，产生 电子空穴对，被电极收集，形成电荷脉冲。电荷脉冲由电荷灵敏前置放大器转换成电压脉冲。电压脉冲的幅度与带电粒子在探头的灵敏层中所损失的能量成正比。探头中信号的大小可由Rohrlich和Carlson公式求得。前置放大器输出的脉冲再经过主放大器进一步放大之后，进人窗鉴别器。

质子以及其他重的带电粒子，同样能在探头中产生电荷脉冲，因为这类脉冲的幅度远比上述脉冲的幅度高得 多，足以超过窗鉴别器的上限值，从而被鉴别掉。至于空间中的y射线与x 射线在探头中产生的干扰脉冲，由于不能达到窗鉴别器的下限值而被鉴别掉。

由鉴别器来的脉冲在对数计数率仪中被转换成缓变的直流电平，进人卫星上的发射机。这就是第一挡的电信号，即能量大于0.25MeV的空间电子强度。

仪器校验

探测器的能阈是根据电子在物质中的能量损失以及射程能量关系从理论上计算出来的，由于电子在物质中的能量损失与重粒子情况相比，涨落很大，因此理论计算是很近似的。另外，由于半导体探测器以及吸收片厚度不均匀性也给计算带来一定程度的误差，在仪器研制出来之后，进行校验 (尤其是对能阈的校验 ) 是十分重要的。

利用各种β放射源可以对能阈作粗略标定。为了得到更进 一步的能阈数据，还用电子加速器对仪器作了精确校验。加速器产生的电子束同时人射到监测器和电子探测器上，用多道分析器测出电子能谱的变化。电子束的能量以C 放射源的K 转换电子谱线 ( 625kev ) 为标准来对多道分析器进行刻度。校验结果表明，在实验误差范围内，理论计算结果与实验结果是一致的。

高精度天文望远镜

位于亚特兰大的佐治亚大学和佐治亚技术学院的研究人员联合设计一种天文望远镜，观察力是地面上现有电子望远镜的5000倍。由7个电子望远镜组成的丫形天文望远镜，能帮助天文学家寻找新的行星，并比较出与太阳的距离等。

高角分辨率天文 ( CHARA ) 中心的7个电子望远镜的任何一个直径约为3英尺，它们被定位在直径为1300英尺的圆圈内，光不能同时到达各电子望远镜，为了使各电子望远镜捕获的图像相匹配，CHARA 组的无线电天文学家将使用 一种近似技术。

首先，光线在电子显微镜中不失真地通过光电管、真空管。在计算机控制的电镜系统调节下，图像从每个电子显微镜中同时到达天文台的数据采集设备。最后，光束被集中到光盘，在那里光子 ( 集中了光能 )转换成可供计算机分析的电信号，产生合成图像。