天文望远镜介绍

•光学望远镜

天文光学望远镜主要由物镜和目镜组镜头及其它配件组成。通常按照物镜的不同，可把光学望远镜分为三类：折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。

一折射望远镜

折射望远镜的物镜由透镜组成折射系统。早期的望远镜物镜由一块单透镜制成。由于物点发射的光线与透镜主轴有较大的夹角，玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会造成球差和色差，严重影响成像质量。为了克服这一缺点，人们发现近轴光线几乎没有球差和色差，于是尽量制造长焦距透镜，促使望远镜向长镜身发展。1722年希拉德雷测定金星直径的望远镜，物镜焦距长达65m，用起来非常不便，跟踪天体时甚至需很多人推动。

为解决上述缺点，后来人们用不同玻璃制成的一块凸透镜和一块凹透镜组成复合物镜。所以，现代的折射望远镜的物镜，都是由两片或多片透镜组成折射系统（双透镜组或三合透镜组等）这样，可使望远镜口径增大，镜身缩短。1897年安装在美国叶凯士天文台的折射望远镜，口径 1.02m，焦距19.4m，仅物镜就重达230kg，至今仍是世界上最大的折射望远镜。

从理论上说，望远镜越大，收集到的光越多，自然威力也越大。但巨大物镜对光学玻璃的质量要求极高，制作困难。镜身太大，支撑结构的刚性难保，大气抖动影响明显，其观测效果反倒不佳。这就限制了折射望远镜向更大口径发展。现在天文学家们发展了一种新技术，可以在望远镜镜面背后加上一套微调装置，根据大气的抖动情况，随时调整望远镜的镜面，把大气的抖动影响矫正过来，这套技术叫做主动光学，这样一来，望远镜口径问题有望突破。

二反射望远镜

反射望远镜的物镜，不需笨重的玻璃透镜，而是制成抛物面反射镜。

其光学性能，既没有色差，又消弱了球差。

反射望远镜物镜表面有一层金属反光膜，通常用铝或银，反光性能相当理想，且镜筒大大缩短。由于抛物面反射可作得很轻薄，于是就可以增大望远镜的口径。现代世界上大型光学望远镜都是反射望远镜。

反射望远镜需在镜筒里面装有口径较小的反射镜，叫作副镜，以改变由主镜反射后，光线行进方向和焦平面的位置。反射望远镜有几种类型，通常使用的主要有牛顿式，副镜为平面镜；卡塞格林式，副镜是凸双曲面镜，它可把主物镜的焦距延长，并从主镜的光孔中射出。

反射望远镜的优点是显而易见的。20世纪中期以后，很多著名天文台都安装有大口径的反射望远镜。1948年由美国制造的口径 5.08m的反射望远镜，安装在帕洛玛山天文台，曾居世界领先地位。1976年前苏联制造了口径6m的望远镜，安装在高加索山天体物理天文台。我国最大的望远镜，是1989年安装在北京天文台兴隆观测站的 2.16m反射望远镜，这是我国自己研制生产的。

三折反射望远镜

折反射望远镜的物镜用透镜和反射镜组装而成。目前使用最广泛的有施密特型和马克苏托夫型。前者于1931年由德国光学家施密特所发明，它在球面反射镜前，加一个非球面改正透镜，以消除球差。后者是1940年苏联光学家马克苏托夫发明，它的改正镜是一个弯月形透镜，结构简单。折反射望远镜的特点是：视场大，光力强，象差小，适于观测流星、彗星和人造卫星等天体。目前最大的施密特望远镜安装在德国陶登堡天文台，主镜 2.03m，改正镜 1.34m。

折射望远镜光路

图马克苏托夫折反射望远镜光路图

反射望远镜类型及其光路图

施密特折反望远镜光路图

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射电望远镜

射电望远镜是射电天文学研究的主要工具。自从19世纪末有人提出电磁波的存在，并与光有许多共同性之后，天文学家就试图发现来自太阳发射的电磁波。但限于当时的技术条件，一直未能接触到波长较短的无线电波。直到1932年，美国为实现横跨太平洋的无线电话通讯建造了30m直径的天线，工程师央斯基意外地收到来自银河系中心方向的15m波长的射电信号。1940年美国另一位无线电工程师雷伯，用自制的抛物面型射电望远镜，第一个绘制出银河系射电图，证实了央斯基

的发现；并测到太阳和其它一些天体发出的无线电波。使这位业余天文学家成为射电天文学的先驱。

第二次世界大战中，英国的一军用雷达接收到太阳强烈的射电干扰，使人们对宇宙射电辐射的兴趣越来越浓。战争结束后，战地雷达闲置无用，科学家们把更多的雷达用于射电天文学研究，不久便有了一系列令人惊异的新发现，从而揭开了射电天文学发展的序幕。

射电天文学使用的射电望远镜系统不能象光学望远镜那样靠眼睛观测，而是采用雷达的办法。是用来观测和研究来自宇宙间无线电波段的电磁辐射的。目前所使用的波段是从1mm～30m左右。在这个波段的无线电辐射，不受大气层显著影响而能达到地面。由于无线电波可以穿过可见光不能穿过的尘雾，所以可使射电天文观测深入到以往光学望远镜所不能看到的宇宙深处。且射电观测不受太阳散射光及云层的影响，也不分白天和黑夜都能进行观测，是一种“全天候”望远镜。但射电望远镜也有弱点。它不想光学望远镜那样可以把可见光全部接收，加上不同的滤光片再分出单色光。它只能工作在一个波长，天生就是一个单色仪。若要想观测多个波段，要求有多个馈源和接收机。此外它不像光学望远镜那样能拍摄出多姿多彩的天体照片，只显示出表现强弱的曲线。。

二射电望远镜的原理和结构

射电望远镜的种类很多，但其基本结构和原理是一样的。它一般由天线、接收机（放大器）、记录器和数据的处理显示等装置几部分组成，如图5.12是经典的射电望远镜基本组成和原理示意图。现代射电望远镜的数据采集和记录器都由计算机担当。

射电望远镜的天线多为抛物面形，天线的作用相当于光学望远镜的物镜，其实它与反射望远镜更类似。一个理想的镜面误差不得超过设计镜面的λ/16 ～λ/10(λ为波长)。对于米波误差可以到几厘米，因而可用金属网制成；对于厘米波则需用光滑精确的金属板。来自天体的射电波，经抛物面反射集中到位于抛物面焦点的"照明器"上，即可使信号功率放大10～1000倍。然后由电缆把信号传送到控制室的接收机，再次放大、检波，最后根据研究的需要，对其进行记录、处理和显示。

巨大的天线是射电望远镜最显著的标志和最重要的部件。射电天文望远镜天线的安装系统有三种形式：一是旋转抛物面天线；二是固定抛物面天线；三是系统组合天线。图5.13是北京密云射电望远镜天线阵。

目前世界上最大可跟踪抛物面射电望远镜在德国普朗克射电研究所，口径100m，分辨角33角秒（33″）。这样的庞然大物，光天线的可动部分就重达3200吨。但用现代设备操作跟踪，相当灵活。据说，建造一架这样的望远镜，其费用，不亚于建造一座长江大桥。