天文望远镜精品PPT课件
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《天文望远镜》课件
观测前的准备
选择观测目标
首先需要确定观测的目 标，如行星、恒星、星
云、星系等。
天气预报
确保观测当晚天气晴朗 ，无云层遮挡。
望远镜的安置
确保望远镜安置在稳定 的位置，远离干扰，如
灯光、风等。
校准与调试
对望远镜进行校准和调 试，确保其处于最佳工
作状态。
观测技巧与方法
使用指南针确定方向
使用指南针确定北极星的位置 ，以便找到北方并校准望远镜
02
天文望远镜的工作原理
光学原理
01
02
03
折射原理
通过透镜或反射镜将光线 聚焦，形成图像。
反射原理
利用反射镜将光线反射并 聚焦，形成图像。
折反射原理
结合折射和反射的原理， 通过透镜和反射镜的组合 ，形成图像。
跟踪系统
赤道仪
用于跟踪天体的赤道坐标 ，保持望远镜对天体的稳 定跟踪。
极轴仪
用于跟踪天体的极坐标， 保持望远镜对天体的稳定 跟踪。
天文史学研究
天文望远镜还可以用来观测古代天文文物，如星图、星表等，通过对比现代天 文学观测结果，可以研究古代天文史的发展和演变。
04
天文望远镜的未来发展
技术创新与突破
光学技术创新
利用新材料和加工技术，提高望 远镜镜片的光学性能，减少杂散
光和像差，提高成像质量。
探测器技术突破
发展高灵敏度和高分辨率的探测器 ，提高望远镜对暗弱天体的探测能 力，拓展观测范围。
太空望远镜的发展
太空望远镜
发射更多高性能的太空望远镜， 不受地球大气层的干扰，实现更
高质量的观测。
太空望远镜组网
通过将多个太空望远镜联网，实 现更大视场、更高分辨率和更全
天文常识天文望远镜.ppt
15
天文 科學探索---天文望遠鏡
選擇天文望遠鏡的考量
聚光能力 ：與望遠鏡的口徑的平方成正比，也就是望遠鏡的口徑愈大， 望遠鏡的聚光能力愈強。
解析能力： 可解析角度 與望遠鏡的口徑的成反比，也就是望遠鏡的 口徑愈大， 可解析角度愈小，解析能力愈強。
放大能力：M = Fo/Fe 放大率為物鏡焦長與目鏡焦長比。 買望遠鏡的要訣是口徑愈大愈好，預期最大倍率為口徑(以公分表
1611年，德國科學家刻卜勒也設計了一部望遠鏡，並改良了目鏡，擴大了望遠 鏡的視野，成為今日望遠鏡的主流。
1668年，牛頓利用光線反射的方式，發明了反射式望遠鏡。這是天文望遠鏡的 一大突破，因為反射式望遠鏡在製造上遠比折射式望遠鏡容易的多，並且沒有折 射式望遠鏡的色差現象，能讓觀測品質大幅提昇。
2
天文 科學探索---天文望遠鏡
物鏡收集光線聚焦，影像 經目鏡放大。小型折射望 遠鏡有些利用稜鏡把光線 曲折。
9
天文 科學探索---天文望遠鏡
折射式天文望遠鏡
在二十世紀前非常風行。Yerkes天文台 ﹙美國芝加哥大 學﹚的40 英寸折射鏡 為 此類之最大者。 色像 差(chromatic aberration)為折射式望 遠鏡最難以克服的問題 。 此外，磨製大口徑且高精度的鏡片不易， 建價昂 貴，鏡片沈重，易變形，也都是其 致命的缺點。
功能 ：收集光線（廣義的說，收集電磁波） 口 徑 (D) 越大，單位時間收集的量越多 ～ D2 e.g., D = 2 m 的集光能力為 D = 1 m 的 4 倍
成像： 口徑越大，看得越清楚（成像越清晰） 最小的角度 θ～λ/D 也稱作望遠鏡的「繞射極限」 (diffraction limit)
∴ 解像力 (resolving power) ～ D
天文望远镜基本知识ppt课件
24
1781年3月13日，英国 天文学家威廉.赫歇尔 （1738-1822）用他自 制的口径15厘米的反射 镜发现了天王星，把太 阳系的尺度扩大了一倍。
发现了天王星后，赫歇 尔磨制的望远镜口径越 来越大，他是使反射镜 大型化的始祖。
25
1789年赫歇尔 制成当时世界 上最大的望远 镜。口径1.22 米，焦距12.2 米。
32
33
1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在 研究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线， 接收到来自银河中心的电磁辐射，开创了天体发射着从波长106米-10-14米范 围内的电磁辐射 ,地面上只能通过两个窗口光学和射 电去观察星象。射电望远镜是指观测和研究来自天体 的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频 谱及偏振等量。
由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨 制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。
23
在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（16251712）在1672年提出了又一种反射望远镜的设计方案， 主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有 圆孔， F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲 面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的 另一个焦点F2处。这种反射镜目前还经常采用。
这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现， 当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量 就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。
18
1673年，波兰的赫维留（16111687）制成了一架长达46米的 望远镜，吊在30米高的桅杆上， 要许多人用绳子拉着它起落升 降。
19
1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种 颜色的光混合而成。望远镜的色差是由于透镜对不同 颜色的光具有不同的折射率而造成。
1781年3月13日，英国 天文学家威廉.赫歇尔 （1738-1822）用他自 制的口径15厘米的反射 镜发现了天王星，把太 阳系的尺度扩大了一倍。
发现了天王星后，赫歇 尔磨制的望远镜口径越 来越大，他是使反射镜 大型化的始祖。
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1789年赫歇尔 制成当时世界 上最大的望远 镜。口径1.22 米，焦距12.2 米。
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1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在 研究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线， 接收到来自银河中心的电磁辐射，开创了天体发射着从波长106米-10-14米范 围内的电磁辐射 ,地面上只能通过两个窗口光学和射 电去观察星象。射电望远镜是指观测和研究来自天体 的射电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频 谱及偏振等量。
由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨 制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。
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在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（16251712）在1672年提出了又一种反射望远镜的设计方案， 主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有 圆孔， F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲 面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的 另一个焦点F2处。这种反射镜目前还经常采用。
这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发现， 当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小，成像质量 就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的望远镜。
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1673年，波兰的赫维留（16111687）制成了一架长达46米的 望远镜，吊在30米高的桅杆上， 要许多人用绳子拉着它起落升 降。
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1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种 颜色的光混合而成。望远镜的色差是由于透镜对不同 颜色的光具有不同的折射率而造成。
《天文望远镜简介》PPT课件
物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。
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3
折射望远镜 ： 用透镜作物镜的望远镜
伽利略望远镜光路图
开普勒望远镜光路图
精选PPT
4
1897年制造的1.02 米（美国叶凯士天文 台）的折射镜仍是世 界之最。
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5
2、反射望远镜
1）主焦点式：反射镜为抛物面 2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜 3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的
贯穿本领(极限星等)
分辨本领
视场
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12
1）口径 D I ∝π D 2
物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越 多越能观测到暗弱的天体。
口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈 强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大 口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远 镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr2） 成正比。
则G=4000/20=200 ω=arctan(tan 52/200 )= 22’ 若采用 ω’为67 °的目镜，f = 9mm, ω= ? 若采用 ω’为84 °的目镜，f=4.7mm, ω= ?
精选PPT
20
视场 ω
望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差， 成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或 特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜， 这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。
一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放 大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。 但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观 测天体变得很暗， 像变得模糊。
常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距 800 mm 的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放 大率。
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3
折射望远镜 ： 用透镜作物镜的望远镜
伽利略望远镜光路图
开普勒望远镜光路图
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4
1897年制造的1.02 米（美国叶凯士天文 台）的折射镜仍是世 界之最。
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5
2、反射望远镜
1）主焦点式：反射镜为抛物面 2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜 3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的
贯穿本领(极限星等)
分辨本领
视场
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12
1）口径 D I ∝π D 2
物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越 多越能观测到暗弱的天体。
口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈 强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大 口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远 镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr2） 成正比。
则G=4000/20=200 ω=arctan(tan 52/200 )= 22’ 若采用 ω’为67 °的目镜，f = 9mm, ω= ? 若采用 ω’为84 °的目镜，f=4.7mm, ω= ?
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20
视场 ω
望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差， 成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或 特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜， 这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。
一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放 大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。 但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观 测天体变得很暗， 像变得模糊。
常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距 800 mm 的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放 大率。
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《天文望远镜简介》课件
缺点
反射镜需要精确的抛光和安装，以确保图像的清晰度和稳定性。此外， 反射镜容易受到风和温度变化的影响，需要特殊的支撑和保护措施。
折反射式天文望远镜
原理
折反射式天文望远镜结合了折射和反射的原理，使用透镜和反射镜来聚集光线并形成图像 。透镜用于校正球面像差和色差，而反射镜用于改变光路并聚焦在焦平面上。
03
天文望远镜的应用
天体观测
观测天体
天文望远镜是观测天体的主要工具，可以观测到远处的恒星 、行星、星云、星系等天体，帮助人们了解宇宙的结构和演 化。
天体测量
通过天文望远镜可以对天体进行精确的测量，包括天体的位 置、距离、运动规律等，为天文学研究提供基础数据。
天文学研究
天体物理研究
天文望远镜可以观测到天体的各种物理性质，如亮度、温度、大小等，帮助人们 了解天体的物理状态和演化规律。
定期校准
对望远镜进行定期校准， 确保其光学性能和机械精 度符合要求。
05
天文望远镜的观测技巧
观测前的准备工作
选择观测目标
首先确定要观测的天体或天文 现象，了解其特点、位置和最
佳观测时间。
天气预报
关注天气预报，确保观测当晚 天空晴朗，无云层遮挡。
望远镜的校准和维护
确保望远镜处于良好工作状态 ，进行必要的校准和调整。
原理
折射式天文望远镜使用透镜来聚 集光线并形成图像。透镜由不同 材料制成，能够以不同方式弯曲
光线，使它们聚焦在一点上。
优点
透镜可以精确地校正球面像差和 色差，提供清晰、锐利的图像。 此外，透镜具有较高的光学质量 和较宽的视野，适合观测星空和
天体测量。
缺点
透镜需要精细的研磨和抛光，制 造成本较高。此外，透镜容易受 到温度变化和湿度的影响，需要
反射镜需要精确的抛光和安装，以确保图像的清晰度和稳定性。此外， 反射镜容易受到风和温度变化的影响，需要特殊的支撑和保护措施。
折反射式天文望远镜
原理
折反射式天文望远镜结合了折射和反射的原理，使用透镜和反射镜来聚集光线并形成图像 。透镜用于校正球面像差和色差，而反射镜用于改变光路并聚焦在焦平面上。
03
天文望远镜的应用
天体观测
观测天体
天文望远镜是观测天体的主要工具，可以观测到远处的恒星 、行星、星云、星系等天体，帮助人们了解宇宙的结构和演 化。
天体测量
通过天文望远镜可以对天体进行精确的测量，包括天体的位 置、距离、运动规律等，为天文学研究提供基础数据。
天文学研究
天体物理研究
天文望远镜可以观测到天体的各种物理性质，如亮度、温度、大小等，帮助人们 了解天体的物理状态和演化规律。
定期校准
对望远镜进行定期校准， 确保其光学性能和机械精 度符合要求。
05
天文望远镜的观测技巧
观测前的准备工作
选择观测目标
首先确定要观测的天体或天文 现象，了解其特点、位置和最
佳观测时间。
天气预报
关注天气预报，确保观测当晚 天空晴朗，无云层遮挡。
望远镜的校准和维护
确保望远镜处于良好工作状态 ，进行必要的校准和调整。
原理
折射式天文望远镜使用透镜来聚 集光线并形成图像。透镜由不同 材料制成，能够以不同方式弯曲
光线，使它们聚焦在一点上。
优点
透镜可以精确地校正球面像差和 色差，提供清晰、锐利的图像。 此外，透镜具有较高的光学质量 和较宽的视野，适合观测星空和
天体测量。
缺点
透镜需要精细的研磨和抛光，制 造成本较高。此外，透镜容易受 到温度变化和湿度的影响，需要
天文望远镜信息光学教学课件
天文望远镜的基本构造
天文望远镜的工作原理
通过主反射镜或透镜将远处天体发出的光线聚焦到焦点上。
通过光谱仪分析天体的光谱，了解天体的化学组成和物理状态。
通过测量天体的视星等和实际亮度，计算出天体的距离。
通过望远镜观测天体的形状、大小、运动轨迹等特征，了解宇宙的结构和演化。
聚焦原理
光谱分析
测量天体距离
天体观测
反射望远镜的兴起，如美国加州理工学院的胡克望远镜。
空间望远镜的发展，如哈勃太空望远镜和詹姆斯·韦伯太空望远镜。
终端设备
用于记录和显示观测结果，如摄影机、录像机、计算机等。
跟踪装置
保持望远镜对准目标。
瞄准装置
帮助望远镜对准目标。
镜筒
容纳望远镜的主反射镜或透镜。
支架
支撑望远镜的结构，通常包括地平式和赤道式两种。
01
02
03
04
主镜系统
副镜系统是连接主镜和焦点系统的中间部分，负责将光线从主镜传递到焦点系统。
副镜系统的设计和制造也需要极高的精度和稳定性，以确保望远镜的成像质量。
副镜通常由一个小面积的反射镜组成，能够将光线反射到焦点系统上。
副镜系统通常采用球面或非球面镜片，以优化光学性能。
副镜系统
焦点系统是天文望远镜中的最后一个光学部分，负责将光线聚焦在图像传感器上。
晶体材料具有优异的物理和光学性质，如高硬度、高熔点、高热导率等，可用于制造高性能的天文望远镜反射材料
光学玻璃
通过实时修正大气扰动引起的图像畸变，自适应光学技术能够显著提高天文望远镜的成像质量，使观测到更远、更暗的天体。
自适应光学技术
利用多台望远镜的观测数据进行合成，实现超远距离观测，有望观测到更小、更暗的天体。
《天文望远镜》PPT课件
折射望远镜的构造
牛顿式反射望远镜与赤道仪
牛顿式反射望远镜的构造
卡赛格林式反射望远镜
卡赛格林式反望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜与赤道仪
放大倍率 =望远镜焦距/目镜焦距
例: 1000mm焦距的望远镜及20mm的目镜 放大倍率 = 1000mm / 20mm =5 0倍
天文望远镜
为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢？
物镜： 把远方目的发出的光会聚到焦点上〔在焦点上呈像〕；
目镜： 把物镜焦点上的像放大，使之在您的视网膜上呈像。
这和放大镜的原理一样，它把小的物体放大后在您的 视网膜上呈像，这样小的物体看起来就变大了。
物镜 镜筒
赤道仪
天文望远镜
寻星镜 目镜
折射望远镜与赤道仪
地平式安装
地平式的安装很常见，是一种具有两根轴的支 架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方 向和高度。初学者运用地平式安装找星应该没什么 问题：想看哪儿就指向哪儿好了！
缺陷：本来对准了一颗星， 可一会以后，这颗星就跑到 了视场外了，并且运用的放 大倍率越高，这种景象越明 显。
பைடு நூலகம்道仪
赤道仪的主要目的就是为了抑制地球自转的影响，追踪星体使其坚持在视野 中，我们知道，星空东升西落的景象就是由于地球自转而引起的，地球由西向东 自转， 24小时转360度，我们只需设计一个安装让望远镜转动的速度和地球一样， 而方向那么是由东向西，抵消地球自转，这就是赤道仪的原理。
谢谢大家！
牛顿式反射望远镜与赤道仪
牛顿式反射望远镜的构造
卡赛格林式反射望远镜
卡赛格林式反望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜的构造
施密特卡式折反射望远镜与赤道仪
放大倍率 =望远镜焦距/目镜焦距
例: 1000mm焦距的望远镜及20mm的目镜 放大倍率 = 1000mm / 20mm =5 0倍
天文望远镜
为什么用裸眼看不到50米处的硬币呢？
物镜： 把远方目的发出的光会聚到焦点上〔在焦点上呈像〕；
目镜： 把物镜焦点上的像放大，使之在您的视网膜上呈像。
这和放大镜的原理一样，它把小的物体放大后在您的 视网膜上呈像，这样小的物体看起来就变大了。
物镜 镜筒
赤道仪
天文望远镜
寻星镜 目镜
折射望远镜与赤道仪
地平式安装
地平式的安装很常见，是一种具有两根轴的支 架，望远镜装在上面，可以很方便地调整指向的方 向和高度。初学者运用地平式安装找星应该没什么 问题：想看哪儿就指向哪儿好了！
缺陷：本来对准了一颗星， 可一会以后，这颗星就跑到 了视场外了，并且运用的放 大倍率越高，这种景象越明 显。
பைடு நூலகம்道仪
赤道仪的主要目的就是为了抑制地球自转的影响，追踪星体使其坚持在视野 中，我们知道，星空东升西落的景象就是由于地球自转而引起的，地球由西向东 自转， 24小时转360度，我们只需设计一个安装让望远镜转动的速度和地球一样， 而方向那么是由东向西，抵消地球自转，这就是赤道仪的原理。
谢谢大家！
天文望远镜--精选篇演示课件.ppt
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著名的空间天文望远镜
7.费米伽马射线太空望远镜
黑洞被称为太空中的旋涡，将一切 东西吸引在其周围。但是，当黑洞 吞噬恒星时，它们还会以近乎光速 的速度向外喷涌释放伽马射线的气 体。为何会发生这种情况？2008年 7月发射的费米伽马射线太空望远 镜可能会揭开这个谜底，这部望远 镜的目标是研究高能辐射物，另外 还有可能揭开暗物质的神秘面纱， 有助于进一步了解宇宙中最极端环 境中我们闻所未闻的物质。暗物质 是伽马射线爆发的来源。
11
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著名的空间天文望远镜
3.钱德拉X射线太空望远镜
钱德拉望远镜用以观 测黑洞和以高能光形 式存在的超新星等物 体。它拍摄的具有340 年历史的超新星残骸 “仙后座A”向天文学 家揭示了这种爆发的 恒星可能是宇宙射线 的重要来源。宇宙射 线是不断轰击地球的 高能粒子。
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著名的空间天文望远镜
6.斯皮策太空望远镜
发射于2003年的斯皮策太 空望远镜(右图)通过收集红 外光，为天文学家们解决 了这个难道。红外光是与 某个热量有关的电磁辐射 的无形模式，这种热量是 气云所不能阻挡的。通过 斯皮策太空望远镜携带的 摄像机，天文学家对星系、 新形成的行星系及形成恒 星的区域(如左侧的W5区域) 进行了前所未有的勘测。
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天文望远镜
20094705 代昊
引言
400年前的一天， 伽利略第一次用自 制的天文望远镜指 向了天空。这个小 小的动作成就了天 文学历史上的一个 重大创举。从此， 人们的宇宙观发生 了巨大的变化。
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电倍增管、电荷耦合器件(CCD)等。 4. 计算机：控制以上三种设备，实时处理和分析观测资料；
普通天文学
望远镜按各波段天体辐射的范围可分为:
光学望远镜 射电望远镜 空间探测望远镜
普通天文学
§4.3 天文光学望远镜
1608年，荷兰眼镜商利波 尔希偶然发现用两块镜片可以 看清远处的景物，受此启发， 制造了人类历史上第一架望远 镜。
第四章 天文望远镜 第四章 天文望远镜
普通天文学
M57 行星状星云 哈勃空间望远镜拍摄
普通天文学
Comet Meets Ring Nebula
普通天文学
普通天文学
M2-9: Wings of a Butterfly Nebula
普通天文学
M31 仙女座大星云
普通天文学
The Large Cloud of Magellan
(a) radio, (b) infrared,
(c) visible, (d) X-ray, and
(e) gamma-ray wavelengths.
Each frame is a panoramic(全景) view
covering the entire sky. The center of our Galaxy, which lies in the direction of the constellation Sagittarius, is at the center of each map.
普通天文学
4、霍比-埃伯利望远镜(Hobby-Eberly Telescope)
• 位于美国德克萨斯州福瓦克斯 山，简称为HET。
• The HET's 9.2 meter effective aperture makes it currently the world's fourth largest optical telescope. The HET was built for approximately 1520% of the cost of other 9 meter class telescopes.
3、非洲南部大型望远镜 Southern African Large Telescope
• SALT位于非洲南部的一个小 山顶上，它是南半球最大的 单光学望远镜。它是由91块 镜面六角形组件构成，整体 镜面实际有效直径为10米。 望远镜能够探测到月球距离 如同烛光的微弱光线，该望 远镜于2005年9月首次投入 使用。
• HET由91个口径为1 m 的球面 镜组成, 它仅用于光学红外光谱 巡天。1999年投入使用。
普通天文学
5、大双筒哥伦布望远镜Large Binocular Telቤተ መጻሕፍቲ ባይዱscope
普通天文学
大型双筒望远 镜拍摄到第一 张图片，显示 的是NGC 2770星系， 距离地球1.02 亿光年。
• 大型双筒望远镜简称LBT， 它是由两个紧紧相邻的 8.4直径望远镜构成，它 们可以分离工作，当合并 工作时就像一个单一、更 大型的望远镜。第一个望 远镜是于2004年在美国 亚利桑那州格雷厄姆山顶 上架设，第二个望远镜是 从2005年开始安装，直 到2008年初，两个望远 镜才实现合并式观测。
1609年意大利天文学家伽 利略首次将自制的口径4.4cm 望远镜指向天空。观测到月球 表面的环形山和“月海”，还 发现银河是由无数恒星组成并 发现木星周围有4颗卫星、土 星光环等。
普通天文学
普通天文学
普通天文学
• 光学望远镜 口径加大的 历史进程
普通天文学
很长时期制造巨型望远镜与使它在观测过 程中不变形的高精技术是一大难关。90年代 初,主动光学技术(即利用控制镜面的支撑装置 使镜面改正重力弯沉及温度变化引起的镜子的 形变)和自适应光学技术(利用附属设备监视大 气湍流的变化自动调整以补偿大气湍流的影响) 和大镜面的拚镶等先进技术的发展，突破了对 光学镜面口径限制。
普通天文学
§4.2 天文光学观测仪器系统
• 天文观测是通过天文观测仪器系统来接收天体的信息-电磁辐射的。
• 一个完整的天文光学观测仪器系统包括：
1. 望远镜：收集天体的辐射 2. 辐射分析仪：根据研究目的，对天体辐射先进行必要的处理，
如摄谱仪，滤光片，偏振计等； 3. 辐射探测器：常用的辐射探测器除了眼睛以外有照相底片、光
普通天文学
目前世界上口径超过8米的望远镜
1、加那列大型望远镜(Gran Telescopio Canarias)
GTC位于西班牙帕尔马加那 列岛屿中的一个小岛上，该 望远镜的镜面直径为10.4米， 是由36个定制的镜面六角 形组件构成。它共投资1.75 亿美元，是由西班牙政府、 两所墨西哥研究机构和美国 佛罗里达州大学共同合作建 造的。2008年8月建成投入 使用
地球大气在100km高度以内， 从对流层到电离层的温度、压 力随地球高度的变化。 中间层以下称中性大气,主要 由多种气体分子和悬浮微粒组 成。 臭氧层可阻挡X射线和γ射线
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电离层 中间层
臭氧层 平流层
对流层
普通天文学
空间天文的发展，使我们破“窗”而出， 到大气外去进行全波段的天文观测。
The Milky Way Galaxy, as it appears (from top to bottom) at
美丽的天文图片是如何得到的？
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天文学是一门以观测作为基础的科学，17世 纪望远镜的发明使人类告别了肉眼观星的时代， 观测天体物理学是从19世纪运用照相术和恒星 光谱测量以后才真正成为一门系统的科学，近 代天文学的重大发现与进展，都离不开观测。
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§4.1 地球大气的观测窗口
天体发出的电磁辐射不是所有的辐射都能到达地面，因为地球被 一层厚达1000多千米的大气包围着, 可挡住太阳的短波辐射；免 遭大多小行星和彗星的撞击，然而它也像一个“屏障”阻碍着某 些电磁辐射的通过。
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2、凯克望远镜(Keck I & II)
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• 凯克望远镜坐落于夏威夷莫 纳克亚山顶，海拔4200米， 凯克I & II是两个完全一样 的望远镜，它们分别是由 36块镜面六角形组件构成， 整体镜面直径为10米，每 块镜面口径均为1.8米，而 厚度仅为10厘米，1993年， 凯克I望远镜投入科学观测， 1996年凯克II望远镜投入 使用。
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望远镜按各波段天体辐射的范围可分为:
光学望远镜 射电望远镜 空间探测望远镜
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§4.3 天文光学望远镜
1608年，荷兰眼镜商利波 尔希偶然发现用两块镜片可以 看清远处的景物，受此启发， 制造了人类历史上第一架望远 镜。
第四章 天文望远镜 第四章 天文望远镜
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M57 行星状星云 哈勃空间望远镜拍摄
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Comet Meets Ring Nebula
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M2-9: Wings of a Butterfly Nebula
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M31 仙女座大星云
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The Large Cloud of Magellan
(a) radio, (b) infrared,
(c) visible, (d) X-ray, and
(e) gamma-ray wavelengths.
Each frame is a panoramic(全景) view
covering the entire sky. The center of our Galaxy, which lies in the direction of the constellation Sagittarius, is at the center of each map.
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4、霍比-埃伯利望远镜(Hobby-Eberly Telescope)
• 位于美国德克萨斯州福瓦克斯 山，简称为HET。
• The HET's 9.2 meter effective aperture makes it currently the world's fourth largest optical telescope. The HET was built for approximately 1520% of the cost of other 9 meter class telescopes.
3、非洲南部大型望远镜 Southern African Large Telescope
• SALT位于非洲南部的一个小 山顶上，它是南半球最大的 单光学望远镜。它是由91块 镜面六角形组件构成，整体 镜面实际有效直径为10米。 望远镜能够探测到月球距离 如同烛光的微弱光线，该望 远镜于2005年9月首次投入 使用。
• HET由91个口径为1 m 的球面 镜组成, 它仅用于光学红外光谱 巡天。1999年投入使用。
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5、大双筒哥伦布望远镜Large Binocular Telቤተ መጻሕፍቲ ባይዱscope
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大型双筒望远 镜拍摄到第一 张图片，显示 的是NGC 2770星系， 距离地球1.02 亿光年。
• 大型双筒望远镜简称LBT， 它是由两个紧紧相邻的 8.4直径望远镜构成，它 们可以分离工作，当合并 工作时就像一个单一、更 大型的望远镜。第一个望 远镜是于2004年在美国 亚利桑那州格雷厄姆山顶 上架设，第二个望远镜是 从2005年开始安装，直 到2008年初，两个望远 镜才实现合并式观测。
1609年意大利天文学家伽 利略首次将自制的口径4.4cm 望远镜指向天空。观测到月球 表面的环形山和“月海”，还 发现银河是由无数恒星组成并 发现木星周围有4颗卫星、土 星光环等。
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• 光学望远镜 口径加大的 历史进程
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很长时期制造巨型望远镜与使它在观测过 程中不变形的高精技术是一大难关。90年代 初,主动光学技术(即利用控制镜面的支撑装置 使镜面改正重力弯沉及温度变化引起的镜子的 形变)和自适应光学技术(利用附属设备监视大 气湍流的变化自动调整以补偿大气湍流的影响) 和大镜面的拚镶等先进技术的发展，突破了对 光学镜面口径限制。
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§4.2 天文光学观测仪器系统
• 天文观测是通过天文观测仪器系统来接收天体的信息-电磁辐射的。
• 一个完整的天文光学观测仪器系统包括：
1. 望远镜：收集天体的辐射 2. 辐射分析仪：根据研究目的，对天体辐射先进行必要的处理，
如摄谱仪，滤光片，偏振计等； 3. 辐射探测器：常用的辐射探测器除了眼睛以外有照相底片、光
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目前世界上口径超过8米的望远镜
1、加那列大型望远镜(Gran Telescopio Canarias)
GTC位于西班牙帕尔马加那 列岛屿中的一个小岛上，该 望远镜的镜面直径为10.4米， 是由36个定制的镜面六角 形组件构成。它共投资1.75 亿美元，是由西班牙政府、 两所墨西哥研究机构和美国 佛罗里达州大学共同合作建 造的。2008年8月建成投入 使用
地球大气在100km高度以内， 从对流层到电离层的温度、压 力随地球高度的变化。 中间层以下称中性大气,主要 由多种气体分子和悬浮微粒组 成。 臭氧层可阻挡X射线和γ射线
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电离层 中间层
臭氧层 平流层
对流层
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空间天文的发展，使我们破“窗”而出， 到大气外去进行全波段的天文观测。
The Milky Way Galaxy, as it appears (from top to bottom) at
美丽的天文图片是如何得到的？
普通天文学
天文学是一门以观测作为基础的科学，17世 纪望远镜的发明使人类告别了肉眼观星的时代， 观测天体物理学是从19世纪运用照相术和恒星 光谱测量以后才真正成为一门系统的科学，近 代天文学的重大发现与进展，都离不开观测。
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§4.1 地球大气的观测窗口
天体发出的电磁辐射不是所有的辐射都能到达地面，因为地球被 一层厚达1000多千米的大气包围着, 可挡住太阳的短波辐射；免 遭大多小行星和彗星的撞击，然而它也像一个“屏障”阻碍着某 些电磁辐射的通过。
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2、凯克望远镜(Keck I & II)
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• 凯克望远镜坐落于夏威夷莫 纳克亚山顶，海拔4200米， 凯克I & II是两个完全一样 的望远镜，它们分别是由 36块镜面六角形组件构成， 整体镜面直径为10米，每 块镜面口径均为1.8米，而 厚度仅为10厘米，1993年， 凯克I望远镜投入科学观测， 1996年凯克II望远镜投入 使用。