谁能开导一下？
1608年，一位名叫Liporsay的荷兰眼镜商意外发现，他可以用两块镜片看到远处的风景。受此启发，他建造了人类历史上第一台望远镜。
1609年，伽利略制作了一架直径为4.2厘米，长约1.2米的望远镜，他采用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜。这个光学系统被称为伽利略望远镜。伽利略把望远镜对准天空，取得了一系列重要发现。天文学进入了望远镜时代。
1611年，德国天文学家开普勒用两块双凸透镜分别作为物镜和目镜，显著提高了放大倍数。后来，人们把这个光学系统叫做开普勒望远镜。现在人们还在使用这两种折射式望远镜，天文望远镜采用开普勒式。
需要指出的是，当时由于望远镜采用单镜头作为物镜，存在严重的色差。为了获得良好的观察效果，需要一个曲率很小的透镜，这必然导致镜体的加长。所以长期以来，天文学家一直梦想着制造更长的望远镜，很多尝试都以失败告终。
1757年，都龙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，用冕玻璃和燧石玻璃制作了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜望远镜。然而，由于技术限制，很难铸造大型燧石玻璃。消色差望远镜初期，最多只能磨10 cm镜片。
19世纪末，随着制造技术的提高，制造大口径折射望远镜成为可能，出现了制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现存的8台70 cm以上的折射望远镜中，有7台建于1885至1897年之间，其中最具代表性的是建于1897年的102 cm口径的叶克石望远镜和建于1886年的91 cm口径的里克望远镜。
折射式望远镜具有焦距长、负标度大、对镜筒弯曲不敏感等优点，最适用于天体测量。但总会有残余色差，同时对紫外和红外波段的辐射吸收非常强。巨大光学玻璃的铸造也非常困难。到了1897年叶克石望远镜建成的时候，折射望远镜的发展达到了顶峰，之后的百年间没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为技术上无法铸造一大块完美的玻璃作为镜头，大尺寸的镜头由于重力的作用变形会非常明显，从而失去明锐的对焦。
编辑这个反射望远镜。
第一台反射式望远镜诞生于1668年。牛顿在研磨非球面透镜多次失败后，决定使用球面镜作为主镜。他磨出一个直径为2.5厘米的凹面镜，在主镜的焦点前放置一个角度为45o的反射镜，使主镜反射的聚光以90o的角度从镜筒反射到达目镜。这个系统被称为牛顿反射望远镜。虽然它的球面镜会产生一些像差，但是用反射镜代替折射镜是很成功的。
在1663中，詹姆斯·格雷戈里提出了一个方案:使用一个主镜和一个副镜，两者都是凹面镜。副镜放在主镜焦点之外，主镜中心留一个小孔，使光线经过主镜和副镜两次反射后从小孔出射，到达目镜。这个设计的目的是同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面主镜和一个椭球面副镜，理论上是正确的，但是当时的制造水平达不到这个要求，所以格雷戈里无法为他得到一个有用的镜子。
1672年，法国人塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案。结构类似于格雷戈里望远镜，不同的是副镜在主镜焦点前是凸的，这是最常用的卡塞格伦反射式望远镜。这就使得副镜反射的光线略有发散，降低了放大倍数，但却消除了球差，这样望远镜也可以把焦距做得很短。
塞格林望远镜的主镜和副镜可以有多种不同的形式，其光学性能也是不同的。由于塞格林望远镜焦距长，镜体短，放大倍数大，获得的图像清晰；seglin focus可以用于研究小视场的天体，而Newton focus可以配置为拍摄大面积的天体。因此，塞格林望远镜得到了广泛的应用。
赫歇尔是制作反射望远镜的大师。他早年是个音乐家。因为热爱天文，他从1773开始磨望远镜，一生做了上百架望远镜。赫歇尔制作的望远镜中，物镜斜放在镜筒内，使平行光反射后会聚在镜筒的一侧。
在反射式望远镜发明后的近200年里，反光材料一直是阻碍其发展的障碍:铸造镜面的青铜容易腐蚀，必须定期打磨，这需要大量的金钱和时间，而耐腐蚀性好的金属比青铜更致密，也更昂贵。1856年，德国化学家尤斯图斯·冯·李比希(justus von liebig)发明了一种方法，可以在玻璃上镀一层薄薄的银，经过光抛光后高效率地反射光线。这样就有可能做出更好更大的反射式望远镜。
1918年底，直径254 cm的虎克望远镜投入使用，由海尔建造。天文学家使用这台望远镜首次揭示了银河系的真实大小和我们在其中的位置。更重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论是用胡克望远镜观测的结果。
在20世纪20年代和30年代，胡克望远镜的成功激励天文学家建造更大的反射望远镜。1948年，美国建造了一台直径为508厘米的望远镜。为了纪念海尔这位杰出的望远镜制造商，将其命名为海尔望远镜。海尔望远镜的设计制造至今已有20多年。虽然比胡克望远镜视野更远，分辨率更强，但并没有让人类对宇宙有更新的认识。正如阿西莫夫所说，“海尔望远镜(1948)和半个世纪前的叶克石望远镜(1897)一样，似乎预示着某一特定类型的望远镜几乎已经走到了尽头”。1976年，前苏联造出了600厘米的望远镜，但功能还不如海尔望远镜，这也印证了阿西莫夫所说的。
反射式望远镜有很多优点，例如，它没有色差，可以在很宽的可见光范围内记录天体发出的信息，比折射式望远镜更容易制作。但由于其固有的缺点，如光圈越大，视场越小，物镜需要定期镀膜等。
编辑这个反折射望远镜
折反射望远镜最早出现在1814。1931年，德国光学家施密特利用独特的接近平行板的非球面薄透镜作为校正镜，配合球面反射镜，制成了可以消除球差和离轴像差的施密特型折反射望远镜。这种望远镜光焦度强，视场大，像差小，适合拍摄天空的大面积照片，尤其适合拍摄昏暗的星云。施密特望远镜已经成为天文观测的重要工具。
1940年，马克苏托夫用弯月形透镜作为矫正透镜，制作了另一种折叠反射望远镜。它的两个面是两个曲率不同的球面，差别不大，但是曲率和厚度都很大。它的所有表面都是球面，比施密特望远镜的校正板更容易磨削，镜筒更短，但视场比施密特望远镜小，对玻璃的要求更高。
由于折反射望远镜可以兼顾折射式和反射式望远镜的优点，非常适合业余天文观测和天文摄影，受到了广大天文爱好者的喜爱。
望远镜的集光能力随着孔径的增大而增强。望远镜的集光能力越强，能看到的天体越暗越远，其实就是看到更早的宇宙。天体物理学的发展需要更大口径的望远镜。
然而，随着望远镜口径的增大，一系列的技术问题也随之而来。海尔望远镜镜片重量为14.5吨，可移动部分重量为530吨，6米镜重量为800吨。望远镜自重引起的镜头变形相当大，温度不均匀使镜面变形，影响成像质量。从制造的角度来看，传统方法制造望远镜的成本几乎与口径的平方或立方成正比，因此需要寻找一种新的方法来制造更大口径的望远镜。
自20世纪70年代以来，在制造望远镜方面发展了许多新技术，涉及光学、机械、计算机、自动控制和精密机械。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的限制，降低了成本，简化了望远镜的结构。特别是主动光学技术的出现和应用，使得望远镜的设计理念有了一个飞跃。
自20世纪80年代以来，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、美英加的双子座、日本的斯巴鲁等使用薄镜作为主镜；美国的凯克I、凯克II、HET望远镜的主镜都采用拼接技术。
在最佳工作状态下，传统望远镜优秀的赛格林焦可以将80%的几何光能集中在0.6的范围内，而新技术制造的新一代大望远镜可以将80%的光能集中在0.2 ~ 0.4，甚至更好。
下面介绍几款有代表性的大型望远镜:
凯克望远镜(凯克一号，凯克二号)
凯克一号和凯克二号分别建于1991和1996。它们是目前世界上已投入运行的最大的光学望远镜，因其资金主要由企业家凯克W M捐赠(凯克I为9400万美元，凯克II为7460万美元)而得名。这两台一模一样的望远镜被放置在夏威夷的莫纳克，它们被放在一起进行干涉观测。
它们的孔径是10米，由36面六角镜组成。每面镜子的光圈为1.8米，厚度仅为10厘米。通过主动光学支撑系统，反射镜保持极高的精度。焦平面器件有三个:近红外相机、高分辨率CCD探测器和高色散光谱仪。
像凯克这样的大望远镜可以让我们沿着时间的长河探索宇宙的起源，凯克可以让我们看到宇宙最初诞生的那一刻。
欧洲南方天文台甚大望远镜(VLT)
从1986开始，欧洲南方天文台一直在研制等效孔径为16米的光学望远镜，由4台8米望远镜组成。四台8米望远镜排成一条直线。都是RC光学系统，焦距比为F/2。主镜由主动光学系统支撑。指向精度1 ″，跟踪精度0.05 ″，镜筒重量100吨，叉臂重量小于10吨。这四台望远镜可以组成干涉阵列，成对做干涉观测，也可以各自独立使用。
其中两项已经完成，预计将于2000年完成。
双子座望远镜(双子座)
双子座望远镜是美国主导的国际设备(其中美国占50%，英国占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%)，由美国大学天文联合会(AURA)实施。它由两台8米望远镜组成，一台在北半球，一台在南半球，进行全天时系统观测。主镜采用主动光学控制，副镜采用倾斜镜快速校正，红外区通过自适应光学系统将接近衍射极限。
工程于9月开工，1993。第一个于7月在夏威夷启用，1998，第二个于2000年9月在智利的serapa琼台站点启用。整个系统预计在2001年验收后投入使用。
昴宿星(日本)8米望远镜(斯巴鲁)
这是一架8米长的光学/红外望远镜。它有三个特点:一是反射镜薄，通过主动光学和自适应光学获得高成像质量；二是可以实现0.1”的高精度跟踪；第三，采用圆柱形观察室，自动控制通风和空气过滤器，使消除热湍流达到最佳状态。这种望远镜采用Serrurier桁架，可以在移动时保持主框架和副框架平行。
这台望远镜将安装在Monaque Asia，从1991开始，预计9年完成。
大面积多目标光纤光谱望远镜(LAMOST)
这是我国在建的反射式施密特望远镜，有效口径4米，焦距20米，视场20平方度。其技术特征是:
1.将主动光学技术应用于反射式施密特系统，在跟踪天体运动时实时校正球差，实现大光圈和大视场两种功能。
2.球面主镜和反射镜均采用拼接技术。
3.多目标光纤(多达4000根，而一般望远镜只有600根)的光谱技术将是一个重要的突破。
LAMOST将普查中星系的极限星等推至20.5m，比SDSS计划提高了约2倍，实现了107个星系的普查，增加了1个数量级的观测目标。
在1932，扬斯基。K. G用射电天线探测到了来自银河系中心(人马座方向)的射电发射，这标志着人类在传统光学波段之外的第一个观测窗口。
二战结束后，射电天文学出现，射电望远镜在射电天文学的发展中起到了关键作用。比如60年代天文学的四大发现，类星体、脉冲星、星际分子和宇宙微波背景辐射，都是通过射电望远镜观测到的。射电望远镜的每一次重大进步，无一例外都会为射电天文学的发展树立一个里程碑。
英国曼彻斯特大学于1946年建成了直径为66.5米的固定抛物面射电望远镜，并于1955年建成了世界上最大的可旋转抛物面射电望远镜。
20世纪60年代，美国在波多黎各阿雷西博建造了直径305米的抛物面射电望远镜。它沿着山坡被固定在地面上，不能旋转。它是世界上最大的单孔径射电望远镜。
1962年，赖尔发明了合成孔径射电望远镜，并因此获得了1974年诺贝尔物理学奖。合成孔径射电望远镜达到了相当于一个大口径单天线加多个较小天线结构的效果。
1967 Broten等人首次记录了VLBI干涉条纹。
20世纪70年代，联邦德国在波恩附近建造了直径为100米的全向旋转抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可旋转单天线射电望远镜。
自20世纪80年代以来，欧洲的VLBI网络(EVN)、美国的VLBA阵列和日本的空间VLBI(VSOP)相继投入使用，它们是新一代射电望远镜的代表，在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超越了以往的望远镜。
中国科学院上海天文台和乌鲁木齐天文站的两台25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划(CORE)和欧洲的甚长基线干涉仪网络(EVN)，分别用于地球自转和高精度天体测量研究(CORE)和天体物理研究(EVN)。这种各国射电望远镜长基线干涉观测的方式，达到了任何一个国家单独使用大型望远镜都无法达到的效果。
此外，美国国家四大天文台(NARO)研制的100m单天线望远镜(GBT)采用了无屏蔽(偏馈)和主动光学的设计。天线目前正在安装，可能在2000年投入使用。
国际上将联合研制接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵列(SKA)。这一计划将把低频射电观测的灵敏度提高两个数量级左右，相关国家正在开展各种预先研究。
在增加无线电观测波段覆盖方面，美国史密森天体物理天文台和中国台湾省天文与天体物理研究所正在夏威夷建设首个亚毫米波干涉阵列(SMA)，由8个6米天线组成，工作频率范围为190GHz至85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵列(MMA)和欧洲的大南方天空阵列(LAS)将合并成一个新的毫米波阵列计划――ALMA。该项目将包括64个12m天线，最长基线超过10km，工作频率范围为70至950GHz。如果合并成功，将于2001开工建设，日本也在考虑参与这一项目的可能性。
在提高射电观测的角分辨率方面，新一代大型设备大多考虑干涉阵列的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角度分辨率和灵敏度，提出了第二代空间VLBI项目——25m孔径。
相信这些装置的建成和使用将使射电天文学成为天文学的重要研究手段，为天文学的发展带来不可预知的机遇。
我们知道地球表面有厚厚的大气层。由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用(主要是吸收和反射)，大部分波段的天体辐射都无法到达地面。人们形象地把能到达地面的波段称为“大气窗口”，这样的“窗口”有三个。
光学窗口:这是最重要的窗口，波长在300-700纳米之间，包括可见光波段(400-700纳米)。光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。
红外窗口:红外波段的范围在0.7 ~ 1000微米之间，由于地球大气中不同分子吸收的红外波长不同，红外波段的情况更加复杂。天文研究通常使用七个红外窗口。
无线电窗口:无线电波段是指波长大于1mm的电磁波。大气也吸收少量的射电波段，但大气在40 mm到30 m的范围内几乎完全透明，我们一般把1 mm到30 m的范围称为射电窗口。
大气对其他波段是不透明的，如紫外线、X射线和γ射线，这些波段的天文观测只能在卫星上几天后才能实现。
编辑这台红外望远镜
最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但由于地球大气的吸收和散射，地面的红外观测仅限于少数近红外窗口。为了获得更多的红外波段信息，空间红外观测是必要的。现代红外天文观测兴盛于上世纪六七十年代，当时利用高空气球和飞机携带的红外望远镜或探测器进行观测。
1983 65438+10月23日，首颗红外天文卫星IRAS由美国、英国、荷兰联合发射。它的主体是一架直径57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文学在各个层面的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热门目标。
1995 165438+10月17由红外空间天文台(ISO)与欧美日合作发射并进入预定轨道。ISO的主体是一个直径为60厘米的R-C望远镜。它的功能和性能比IRAS好得多。它携带4台观测仪器，分别实现成像、偏振、分光、光栅分光、F-P干涉分光、测光等功能。与IRAS相比，ISO的波段范围更宽，从近红外到远红外。具有更高的空间分辨率；灵敏度更高(约为IRAS的100倍)；以及更多的功能。
ISO的实际工作寿命是30个月，对目标的定点观测(IRAS观测就是巡天观测)可以有针对性地解决天文学家提出的问题。据预测，未来几年，基于ISO数据的研究将成为天文学的热点之一。
从太阳系到宇宙的大型红外望远镜与光学望远镜有很多相似或相似之处，所以可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使其也能从事红外观测。这样，这些望远镜就可以在月夜或白天进行红外观测，充分发挥观测设备的效率。
编辑这段紫外线望远镜
紫外波段是X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为3100 ~ 100埃。紫外线观测应在150 km高度进行，以避免臭氧层和大气的吸收。第一次紫外线观测是用气球携带望远镜上天。后来利用火箭、航天飞机、卫星等航天技术，才使紫外观测有了真正的发展。
紫外波段的观测在天体物理学中具有重要意义。紫外线波段是介于X射线和可见光之间的频率范围。历史上紫外和可见光的分界线是3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段是3100 ~ 100埃，与X射线相连，因为臭氧层对电磁波的吸收极限就在这里。
1968年美国推出OAO-2，之后欧洲推出TD-1A。他们的任务是对天空中的紫外线辐射进行全面调查。OAO-3被命名为哥白尼，于1972年发射升空。它携带了一台0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测天体的紫外光谱从950埃到3500埃。
国际紫外线探测器(IUE)于1978年发射。虽然它的望远镜口径比哥白尼的小，但探测灵敏度却大大提高了。IUE的观测数据已经成为一个重要的天体物理研究资源。
1990 65438+2月2日~ 11日，哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台，在空间实验室对紫外光谱进行了首次天文观测。从1995年3月2日开始，Astro-2天文台完成了16天的紫外天文观测。
从6时438分至9时92分，美国国家航空航天局发射了一颗观测卫星EUVE，用于在极紫外波段观测天空。
FUSE卫星于1999年6月24日发射，是美国国家航空航天局“起源计划”项目之一，其任务是回答天文学中关于宇宙演化的基本问题。
紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分。哥白尼发射30年来，在紫外波段发展了EUV(极紫外)、FUV(极紫外)、UV(紫外)等各种探测卫星，覆盖了所有紫外波段。
x射线望远镜:
X射线辐射的波长范围为0.01-10 nm，其中波长较短(能量较高)的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体发出的X射线根本无法到达地面，所以直到20世纪60年代人造地球卫星发射后，天文学家才进行了重要的观测，X射线天文学才得以发展。早期主要是观测太阳的x射线。
1962年6月，美国麻省理工学院研究团队首次发现来自天蝎座的强大X射线源，使非太阳X射线天文学进入快速发展阶段。20世纪70年代，高能天文台1和2两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段巡天，使X射线观测研究向前迈进了一大步，形成了X射线观测热潮。自20世纪80年代以来，许多国家发射了卫星来研究X射线波段:
1987年4月，由德国、英国、前苏联和荷兰研制的X射线探测器由前苏联的火箭送入太空。
1987日本X射线探测卫星GINGA发射升空；
1989前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星——Granat，该卫星携带了前苏联、法国、保加利亚和丹麦研制的7台探测仪器。其主要工作是成像、光谱学以及观察和监测爆炸现象。
1990年6月，伦琴X射线天文卫星(简称ROSAT)进入地球轨道，获得了大量用于研究工作的重要观测数据。截至目前，已基本完成预定观测任务。
1990 1990年2月，哥伦比亚号航天飞机将美国宽带X射线望远镜带入太空，为期9天。
1993年2月，日本“鸟”X射线探测卫星被火箭送入轨道；
1996年，美国发射了X射线光度探测卫星(XTE)。
1999年7月23日，美国用先进的X射线天体物理设备(CHANDRA)成功发射了一颗卫星，另一颗卫星将于2000年发射。
欧洲宇宙发射了一颗名为XMM的卫星。
2000年，日本还将发射一个X射线观测装置。
上述项目和计划表明，未来几年将是X射线观测和研究的高潮。
γ射线望远镜；
伽马射线比硬X射线波长更短，能量更高。由于地球大气层的吸收，伽马射线的天文观测只能通过高空气球和人造卫星携带的仪器进行。
1991年，美国康普顿(γ射线)空间天文台(康普顿GRO或CGRO)被航天飞机送入地球轨道。其主要任务是开展γ波段天空的首次巡天，同时还开展了强宇宙γ射线源的高灵敏度和高分辨率成像、能谱测量和光变测量，取得了许多具有重大科学价值的成果。
CGRO配备了四个仪器，与以前的探测设备相比，这些仪器的规模和性能都有了一个数量级的提高。这些仪器的成功研制给高能天体物理的研究带来了深刻的变化，也标志着γ射线天文学逐渐进入了成熟阶段。CGRO携带的四个仪器是:爆发和瞬态源实验(BATSE)、可变方向闪烁谱仪实验(OSSE)、工作在1Mev~30Mev范围内的成像望远镜(COMPTEL)和工作在1Mev~30Mev范围内的成像望远镜(COMPTEL)。
受康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧美科研机构制定了新的伽马射线望远镜项目——INTEGRAL，将于2001送入太空，它的发射将为康普顿空间天文台之后伽马射线天文学的进一步发展奠定基础。
我们知道地球大气层对电磁波的吸收很严重，在地面上只能观测到无线电、可见光和一些红外波段。随着空间技术的发展，大气层外的观测成为可能，于是就有了可以在大气层外观测的太空望远镜。与地面观测设备相比，空间观测设备有很大的优势:以光学望远镜为例，望远镜可以接收的波段要宽得多，短波甚至可以扩展到100纳米。没有大气抖动，分辨率可以大大提高，而且太空中没有重力，仪器不会因自重而变形。上面提到的紫外望远镜、X射线望远镜、γ射线望远镜和一些红外望远镜的观测都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。
哈勃太空望远镜；
这是美国国家航空航天局主持建造的四个巨型空间天文台中的第一个，也是最大、最昂贵和最受欢迎的天文观测项目。建于1978年，设计7年，1989年完工，1990年4月25日由航天飞机发射，耗资30亿美元。但由于人为因素造成主镜光学系统球差，不得不在1993 65438+2月2日进行了大规模的修复工作。修复的成功使HST的性能达到甚至超过了原设计目标。观测结果表明，其分辨率比地面大型望远镜高几十倍。
HST刚发射时搭载了5台科学仪器:广角/行星相机、昏暗天体相机、昏暗天体光谱仪、高分辨率光谱仪、高速光度计。
在1997的维护过程中，为HST安装了第二代仪器，包括空间望远镜成像光谱仪、近红外相机和多目标摄谱仪，将HST的观测范围扩展到近红外，提高了紫外光谱的效率。
19年2月1999的维修为HST更换了陀螺仪和新计算机，安装了第三代仪器——高级普查相机，将提高HST在紫外-光学-近红外的灵敏度和测绘性能。
HST对国际天文学的发展有着非常重要的影响。
21世纪初的空间天文望远镜:
“下一代大型太空望远镜”(NGST)和“太空干涉测量任务”(SIM)是美国国家航空航天局Origin计划的重点项目，用于探索最早期宇宙中形成的首批星系和星团。其中，NGST是一台直径4 ~ 8米的大口径被动制冷望远镜，是HST和SIRTF(红外空间望远镜)的后续项目。其强大的观测能力尤其体现在光学、近红外和中红外大视场、衍射极限测绘等方面。运行在近地轨道上的SIM采用迈克尔干涉方案，提供精确的恒星绝对定位测量，精度为毫角秒，同时由于其具有合成地图和产生高分辨率图像的能力，可用于搜索其他行星等科学目的。
“天体物理全天空天体测量干涉仪”(GAIA)将对银河系的整体几何结构和运动学进行全面彻底的巡天，并在此基础上开辟天体物理研究的广阔领域。盖亚采用斐索干涉方案，视场为1。盖亚和SIM的任务在很大程度上是互补的。