天文望远镜的光学性能
望远镜和显微镜的光学性能
6、有两个双胶合组构成的物镜： 有两个双胶合组构成的物镜：
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第二节 望远镜物镜
（二）反射式望远镜物镜：主要应用于天文望远镜，有以下三种形式： 反射式望远镜物镜：主要应用于天文望远镜，有以下三种形式： 牛顿系统： 1、牛顿系统：
2、格力高里系统
3、卡塞格林系统
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Байду номын сангаас
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第二节 望远镜物镜
1、视放大率 2、线视场 3、出瞳直径与出瞳距离 4、工作距离
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第六节 显微镜的物镜和目镜
一、显微镜物镜： 显微镜物镜：
（一）消色差物镜 1、低倍消色差物镜 2、中倍消色差物镜 3、高倍消色差物镜 浸液物镜，如下图所示： 4、浸液物镜，如下图所示：
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第六节 显微镜的物镜和目镜
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第四节 望远镜尺寸的计算
光学系统外形尺寸计算的主要内容包括： 光学系统外形尺寸计算的主要内容包括：
1、拟定光学系统的原理图 2、确定每个透镜组的光学特性 3、选择系统成像光束的位置 4、选定系统中每个透镜组的型式
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第四节 望远镜尺寸的计算
一、光学系统的技术要求 二、拟定系统的原理方案 三、光学系统的外形尺寸计算
二、视场角
视场角代表望远镜能够同时观察到的最大范围
三、出瞳直径：
和出瞳直径直接相关的是仪器的主观光亮度。 和出瞳直径直接相关的是仪器的主观光亮度。
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第一节 望远镜的光学性能和技术条件
四、出瞳距离lz’ 出瞳距离lz’ 分辨率α 五、分辨率α 视差角ε 六、视差角ε
天文望远镜光学fwhm的定义
天文望远镜光学fwhm的定义在天文学领域中，望远镜的光学性能是极其重要的。
其中，光学分辨率是衡量望远镜观测质量的一个关键指标。
而光学fwhm（full width at half maximum）则是衡量望远镜分辨率的重要参数。
光学fwhm定义为望远镜观测到的天体图像直径的一半。
具体来说，当望远镜观测到的星点图像的光强度下降到峰值强度的一半时，星点图像的直径即为光学fwhm。
换句话说，光学fwhm可以理解为望远镜所能分辨的最小空间尺度。
一个好的望远镜应该具备较小的光学fwhm，因为它能够提供更高的分辨率和更清晰的图像。
对于天文观测来说，高分辨率是非常重要的，因为它能够揭示更多的细节和结构。
例如，使用具备较小光学fwhm的望远镜，我们可以看到更多的恒星、星系和行星的细节，甚至可以观测到更暗淡的天体。
光学fwhm的大小取决于多个因素，其中最重要的是望远镜的口径和光学设计质量。
望远镜的口径决定了其收集光线的能力，而光学设计质量则决定了望远镜的成像质量。
当口径越大，光学设计质量越好时，光学fwhm越小，分辨率越高。
大气条件也会对望远镜的光学fwhm产生影响。
大气湍流会引起光线的折射和散射，导致星点图像的扩散和形变。
这种大气湍流效应被称为大气瑞利散射，是制约地面望远镜分辨率的主要因素之一。
为了减少大气湍流引起的影响，天文学家常常将望远镜建在高海拔地区或者使用自适应光学系统，以提高观测质量。
光学fwhm是衡量望远镜分辨率的重要参数，它可以反映望远镜的观测质量和成像能力。
较小的光学fwhm意味着更高的分辨率和更清晰的图像，对于天文学研究来说具有重要意义。
通过不断改进望远镜的口径和光学设计，以及减少大气湍流的影响，我们可以进一步提高望远镜的光学fwhm，拓展我们对宇宙的认知。
天文望远镜旳等级划分
天文望远镜旳等级划分
天文望远镜的等级划分通常根据其光学性能或观测能力来区分。
以下是常见的天文望远镜等级划分：
1. 起步级望远镜（Entry-Level Telescope）：这类望远镜通常是初学者使用的入门级产品，价格相对较低。
它们可以提供一定的观测能力，让使用者初步了解天文观测的基本原理。
2. 入门级望远镜（Intermediate-Level Telescope）：这类望远镜具备更高的光学性能，可以提供更清晰的图像质量和更好的观测能力。
它们通常有较大的口径和更高的放大倍率，适合进一步深入天文观测。
3. 高级望远镜（Advanced-Level Telescope）：这类望远镜具备优秀的光学性能和先进的观测技术，可以提供更高分辨率的图像和更精确的观测结果。
它们通常具有较大的口径、更复杂的设计结构和更高的放大倍率，适合专业天文学家或经验丰富的观测者使用。
4. 专业级望远镜（Professional-Level Telescope）：这类望远镜是为专业天文观测而设计的高端设备。
它们通常具有极大的口径、非常复杂的光学系统和精确的机械结构，可以用于高精度的天文研究和观测。
需要注意的是，以上等级划分仅为一种常见的分类方式，并不能涵盖所有情况。
望远镜的等级划分还可能因不同的应用领域、具体规格要求等而有所差异。
天文望远镜光学原理
天文望远镜光学原理天文望远镜是一种用来观察和研究天体的仪器，它通过光学原理收集、聚焦和放大远处的天体光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的各种天体现象。
下面将从反射式望远镜和折射式望远镜两个方面介绍天文望远镜的光学原理。
反射式望远镜采用反射原理，主要由主镜和目镜组成。
主镜是望远镜最重要的部分，它通常由一块曲面光学玻璃或金属制成，成为抛物面或拋物面。
当天体的光线进入望远镜时，首先被主镜反射，然后聚焦到焦点上。
目镜位于主镜焦点的位置，其作用是将焦点处的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
目镜通常由多组透镜组成，可以增加光线的放大倍数和改善图像的质量。
折射式望远镜则采用折射原理，主要由物镜和目镜组成。
物镜是望远镜的主要光学部件，通常由一块透明的凸透镜或凹透镜制成。
当天体的光线通过物镜时，会发生折射现象，光线将聚焦在物镜的焦点上。
目镜位于物镜焦点处，其作用和反射式望远镜的目镜类似，将焦点上的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
无论是反射式望远镜还是折射式望远镜，都需要配备一个支撑和调节系统，以确保天体在观测过程中能够保持稳定和准确的定位。
在反射式望远镜中，通常通过一个望远镜支架将主镜固定在合适的位置上，并使用一组驱动器和仪表来调节和控制望远镜的运动。
而在折射式望远镜中，通常通过一个高精度的赤道仪来支持和追踪天体运动，以确保望远镜可以准确地跟随天体的轨迹。
在光学设计上，望远镜的主要目标是尽可能提高图像的清晰度和分辨率。
为了达到这个目标，望远镜需要尽可能聚焦天体的光线到一个小的焦斑上，同时减少镜面和透镜的形状和表面误差对图像质量的影响。
此外，望远镜还需要具备良好的红外和紫外光线的透射特性，以便观测更广泛的光谱范围。
总之，天文望远镜实现天体观测和研究的关键在于光学原理的运用。
通过反射或折射原理，望远镜能够聚焦并放大天体的光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的奇妙景象。
同时，望远镜还需要具备稳定的支撑和调节系统，以确保观测的准确性和精确性。
天文望远镜的光学系统
1848年建成的辛辛那提天文台折射望远镜影像。
折射望远镜折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。
折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头。
较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。
发展历史折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯•李普希和杨森、阿克马的雅各•梅提斯，各自独立发明的。
伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改进并做出了自己的望远镜。
然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示。
伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了相同的仪器。
折射望远镜的设计架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。
折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。
这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。
折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。
伽利略式望远镜与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。
他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。
伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距（eye relief）也不佳。
开普勒式望远镜开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611 年发明的。
他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜。
这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。
这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。
（约翰•赫维留建造焦长45米的折射镜。
天文望远镜基础知识
天文望远镜基础知识天文望远镜的光学系统根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。
往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。
其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。
相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。
反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。
一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。
折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。
天体的光线要受到折射和反射。
这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。
这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。
根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。
望远镜的光学性能在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。
观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。
选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。
口径--指物镜的有效直径，常用D来表示；相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。
观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。
象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。
天文望远镜的基本性能参数
天文望远镜的基本性能参数1、物镜的口径（D）望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。
2、焦距（f）望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。
物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。
物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。
3、相对口径（A）与焦比（1/A）望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。
这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。
彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。
因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。
照相机上称为光圈号数或系数）。
4、分辨角（它的倒数称分辨本领）刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。
理论上根据光的衍射原理可得δ=1.22λ/D式中λ为入射光波长。
在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有δ″=140″/D (D以mm为单位)对于照相望远镜，δ取下式：δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位)此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。
而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α″来表示：α″=206265/f例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm5、放大率（G）对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f′，则放大率为G=f/f′由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。
天文望远镜标准
天文望远镜标准天文望远镜的标准可以从多个方面来考虑，包括光学性能、设计特点和科学研究需求等。
以下是一些常见的天文望远镜标准：光学分辨率：天文望远镜的光学分辨率决定了它能够分辨的最小角度或最小细节。
较高的光学分辨率意味着望远镜能够观测到更细小的天体细节，对于研究天体结构、行星表面特征等非常重要。
灵敏度：天文望远镜的灵敏度决定了它能够探测到的最微弱的光信号。
较高的灵敏度使得望远镜能够观测到较暗的天体或较远的宇宙物体，对于研究遥远星系、暗淡天体等非常关键。
视场：视场是指望远镜能够观测到的视野范围。
较大的视场能够覆盖更广阔的天区，对于进行巡天观测和天体普查非常重要。
光谱分辨率：光谱分辨率决定了望远镜能够分辨出不同波长的光线。
高分辨率的光谱观测可以提供详细的光谱信息，对于研究天体的组成、温度、运动等具有重要意义。
多波段观测能力：天文望远镜的多波段观测能力意味着它能够在不同的波长范围进行观测，包括可见光、红外线、紫外线等。
这样的能力能够提供更全面的天体信息，对于多波段研究和跨波段观测非常有益。
数据处理和分析能力：现代天文望远镜往往产生大量的观测数据，因此具备高效的数据处理和分析能力非常重要。
这包括数据存储、传输、处理和分析等方面，以便科学家能够充分利用观测数据进行研究。
轨道稳定性：对于空间望远镜而言，良好的轨道稳定性是非常重要的。
稳定的轨道可以确保望远镜的观测不受振动和扰动的影响，从而获得高质量的观测数据。
抗干扰性能：在地面望远镜中，抗干扰性能是关键因素之一。
望远镜应该能够抵御来自大气、地面震动、光污染等方面的干扰，以获得清晰、准确的观测结果。
可观测时间和观测效率：望远镜应该具备较长的可观测时间和高效的观测过程，以最大程度地利用观测资源，提高观测效率。
可靠性和可维护性：望远镜应该具备良好的可靠性和可维护性，以确保长期稳定运行和及时维护。
这包括可靠的机械结构、电子系统和仪器设备，以及便于维修和保养的设计。
需要注意的是，不同类型的天文望远镜可能具备不同的标准和指标，因为它们的设计和用途各不相同。
天文望远镜参数
光学性能参数
1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。
口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大
2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。
人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。
70mm口径的望远镜，集光力是70/7=100倍。
3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。
分辨率主要和口径有关
4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。
放大倍数不是越大越好，最大可用放大倍数一般不大于口径毫米数的1.5倍，超过最大有效放大倍数后，影像变大清晰度却不会再增加。
5．焦比：物镜焦距长度与口径的比值，相当于相机镜头上的光圈。
如果口径不变，物镜焦距越长，焦比越大，容易得到越高的倍率；物镜焦距越短，焦比越小，不容易得到较高的倍率，但影像更亮，视野更大。
*短焦距镜（小焦比，焦比>=6）：适合观测星云、寻找彗星；*长焦距镜（大焦比，焦比<15）：适合观测月亮和行星*中焦距镜（中焦比，6>焦比>=15）：适合观测双星、聚星、变星和星团，更可以两头兼顾，很适合初学者。
6．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。
放大倍数越大，视场越小。
7．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。
正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。
天文望远镜光学形式与优缺点简介
望远镜的光学形式与优缺点简介望远镜的光学形式分为折射式、反射式、折反射式等三种。
折射望远镜折射镜的镜片结构是由二片到三片所组合的消色差设计。
优点：焦距长、视野较大、解读力强、拍摄出的星点锐利，星像明亮，最适合于做天体测量方面的工作、观测月球、行星、双星表现出色，较大口径的产品易于地面观景、非常适合做月面及行星的扩大摄影。
影像清晰锐利，高对比度、较好的消色差设计、极好的APO高消色差、好的镜片几乎无色差、使用寿命很长，但须注意不要让镜片发霉、易于设置和使用、保养容易，很少或不需要维护、底片比例尺大、对镜筒弯曲不敏感、简单和可靠的设计、密封的镜筒避免了空气扰动图像并保护光学镜片、物镜永久固定式安装，无需校正。
b5E2RGbCAP缺点：价格高昂。
大口径规格比较昂贵、较重、长度和体积比同等口径和焦距的牛顿反射或折反望远镜更大、存在一些色彩畸变(消色差双胶合透镜>、有残余的色差，从而降低了分辨率、优质折射镜的物镜是2片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。
不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差，所谓消色差物镜只是对白光中7种色光的2种色光<红和兰光）消除色差，而复消色差物镜除了对2种色光消色差之外，还对第3种色光<黄光）消除了剩余色差。
短焦的折射镜有周边像差的现象，但这些缺点现已可解决。
口径无法做太大，增大口径的成本因素限制了商业产品的最大尺寸，经济的设计大多为中小口径产品、巨大的光学玻璃浇制也十分困难，对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害、到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。
这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
p1EanqFDPw反射式望远镜：优点：口径较大，影像明亮。
成本低，没有色差，可做较大的口径，适合做星云、星团的摄影。
没有色差，能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息，且相对于折射望远镜比较容易制作。
天文望远镜原理资料
天文望远镜原理资料天文望远镜的原理基于透镜或反射器的光学原理。
透镜望远镜使用透明材料制成的镜头，将光线通过折射聚焦到焦点上。
反射望远镜使用曲面改变光线的方向，并通过反射镜聚焦光线。
这两种原理都是基于几何光学的原理，利用光线的路径和特性来实现焦距和放大效果。
在天文望远镜中，一个重要的参数是焦距。
焦距决定了望远镜的放大倍率和视场角。
通常，高焦距的望远镜具有较高的放大倍率和较窄的视场角，适合观测较小和较遥远的天体。
相反，低焦距的望远镜则具有较低的放大倍率和较宽的视场角，适合观测较大和较近的天体。
在透镜望远镜中，光线首先通过物镜，然后被目镜放大观察。
物镜是一个大直径的透镜，它收集和聚焦光线到焦面上。
目镜是一个小直径的透镜，它放大焦面上的图像，使其可见。
这种望远镜的优点是可以观测到较亮的天体，并且图像比较清晰。
然而，由于透镜的制造和组装难度较大，所以对于大直径的物镜，透镜望远镜往往较为昂贵。
反射望远镜使用的是反射镜来聚焦光线。
光线首先通过一个孔径较小的主镜，然后被一个小镜（称为二次镜）反射到便于观测的位置。
这种望远镜的优点是可以制造大直径的主镜，因为反射镜相对较易制造。
因此，大型天文望远镜几乎都是使用反射望远镜。
此外，反射望远镜的设计也可避免了由透镜引入的像散等光学缺陷，提供更好的图像质量。
随着科技的进步，出现了许多特殊类型的望远镜，例如干涉望远镜、X射线望远镜和射电望远镜等。
干涉望远镜利用多个小口径的望远镜组合成一个大口径，以提供更高的分辨率和灵敏度。
X射线望远镜使用反射镜代替透镜来引导和聚焦X射线，以便观测高能宇宙射线源。
射电望远镜使用特殊的天线和接收装置来收集和检测射电波，以研究宇宙的射电源。
天文望远镜的应用范围很广。
通过天文望远镜，天文学家们可以观测和研究星系、行星、恒星、星云等天体。
通过观测天体的光谱和辐射特性，天文学家们可以了解宇宙的起源、结构、演化等重要问题。
望远镜的综合性能往往决定了观测结果的质量和精度。
天文望远镜标准(一)
天文望远镜标准(一)天文望远镜标准背景天文学作为一门古老学问，其研究对象一直执着于“天”这个神秘而又广阔的领域。
随着现代科技的不断发展，天文观测设备也被不断升级。
望远镜分类按照望远镜的不同构造和功能，我们可以将其分为以下几类：•折射望远镜•反射望远镜•红外望远镜•微波望远镜•射电望远镜标准规定为了保证天文观测设备的质量和精度，国际上制定了天文望远镜标准。
这些标准包括：•光学精度：要求望远镜镜面表面精度在波长的1/10以内。
•焦距稳定性：要求在温度变化等因素影响下，焦距变化应控制在10nm以下。
•自动跟踪功能：要求望远镜具有自动跟踪功能，能够在长时间观测中自动跟踪目标。
•图像质量：要求望远镜产生的图像无色差、无像差，清晰度高。
应用领域天文望远镜广泛应用于天文观测、空间探测和军事侦察等领域。
目前，国内的望远镜有很多，如兰州天文台的13.7米口径望远镜、昆明天文台的2.4米口径望远镜等。
结论天文望远镜标准的制定，为保证天文观测的精度和准确性提供了基础保障。
随着科技的不断发展，相信未来天文望远镜的精度和性能都会有所提升，为我们更深入了解天宇世界提供更有力的支持。
未来展望未来，随着科技的不断进步和天文学研究的深入，人们对天文望远镜的需求也将越来越多样化、精细化。
一些新型望远镜也将问世，如欧洲极大望远镜（E-ELT）和美国极大望远镜（TMT），是迄今为止人类制造的最大和最先进的望远镜，它们的直径将分别达到39米和30米。
相信它们的出现必将在人类对天文学研究的探索中起到不可或缺的作用。
展望天文望远镜是人类探索天地的重要工具，它们的精度和性能关乎到科学研究的发展。
通过今天的了解，我们希望读者能够更加深入地了解天文望远镜标准的重要性，并为未来天文学的研究发展贡献自己的一份力量。
天文望远镜基本知识
天文望远镜基本知识天文望远镜是现在天文学最基本的仪器，也是广大天文普及工作者和天文爱好者必备的观测工具，所以了解天文望远镜的基础知识可是十分必要的。
以下是由店铺整理关于天文望远镜基本知识的内容，希望大家喜欢!一、天文望远镜的光学系统根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜;用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜;既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。
往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。
其实，一块透镜成像会产生象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。
相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。
反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。
一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。
折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。
天体的光线要受到折射和反射。
这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。
这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。
根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。
二、望远镜的光学性能在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面;有的天体光极强，有的又特微弱;有的是自己发光，有的是反射光。
观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测;一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。
选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。
口径--指物镜的有效直径，常用D来表示;相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示;即A=D/F。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3、5～1/5。
第三章 天文望远镜简介
分辨本领
视场
1）口径 D
I ∝π D
2
Hale Waihona Puke 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。
径但 大下 此 两面 两 倍的 幅 。照 照 片片 所曝 用光 望时 远间 镜相 的同 口，
2）相对口径 A： A = D／F
望远镜的光力也叫相对口径，即口 径D 和焦距F之比， A=D/F 。光力的倒 数叫焦比(1/A= F/D)。 A的倒数叫焦比 (F/D)。师大科技楼望远镜的口径D=40cm, 焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力 A=1/10。
3）分辨角 δ ″ ：
δ ″＝1.22λ／D ； δ ″＝140／D mm （λ= 550nm）
5）视场 ω：
tan(ω/2)= D/F
望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望 远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比 。 （目镜望远镜） ω’为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。 不同的目镜有不同的ω ’，如科技楼望远镜配有三种目镜： ω’为52 ° 、ω’为67 °、ω’为84 ° 若采用常用ω’为52 °, f = 20mm的 目镜， 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= ?
位于智利的欧洲南方天文台的施密特照 相仪（1000/1620）1972年
天文望远镜起步知识
折射式望远镜1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。
1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜(上图）。
他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。
伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。
用透镜将光线会聚的系统就是折射系统。
早期的折射系统用一块单透镜制作，由于玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会产生严重的色差。
为了克服色差引起的成像模糊，用不同折射率的玻璃可搭配成各种消色差的折射系统。
常见的有双胶合物镜、双分离物镜、三分离物镜等，分述于下：1、双胶合物镜这是一种常用的消色差望远物镜，用不同折射率的冕牌玻璃和火石玻璃搭配而成，当合理选配时可同时校正球差，色差及正弦差。
但由于热胶合会产生玻璃变形而影响精度，一般口径不宜超过80mm。
自从有了紫外固化冷胶后，胶合透镜的口径大大增大。
南京天文仪器研制中心的KP150SR，口径为150mm，为冷胶双胶合透镜，成像质量颇为理想。
但由于这种物镜不能校正轴外像差，视场角不宜太大，相对孔径也不宜过大。
双胶合物镜不能校正二级光谱，其值与焦距成正比，是个定值。
只有用特种火石玻璃做负透镜时，二级光谱可减少三分之一（例如ED镜头）。
如果莹石玻璃作正透镜，二级光谱可以再降低六分之一。
2、双分离物镜用于口径较大的望远镜物镜。
由于可以利用正负透镜之间的间隙设计，使带球差有所降低，但色球差依然不能校正，二级光谱反而有所增大，其他像差校正与双胶合透镜雷同。
但装备稍困难一些，对物镜框的要求高一些。
3、三分离物镜由于可以任意选择镜面的曲率半径、透镜材料、透镜厚度及相互间隙，可以有利地校正色球差。
在相对孔径很小时，如果玻璃选择合适，是可以消除二级光谱的，我们将此类物镜称之为复消色差物镜。
三合透镜也可设计成天体照相物镜。
4、四片以上的物镜为了获得大口径、大相对孔径的透镜系统，满足拍摄和观测大视场天体的需要，可以设计不同组合的折射式天体照相物镜系统。
实验五 天文望远镜的使用与光学性能的测定
实验五天文望远镜的使用与光学性能的测定一、40cm 卡塞格林反射望远镜的操作1.实验目的了解天文望远镜的性能，并学会独立操作望远镜2.实验仪器40cm 反射望远镜本实验使用的望远镜为卡塞格林R-C 系统，赤道式装置。
两个度盘分别为赤纬（δ），时角（t ），主镜为凹的双曲面镜，口径D=400mm ，副镜为凸的双曲面镜，系统的有效焦距F=6000mm ；导星镜为D=150mm 、F=1980mm 的折射望远镜，见图sh5.1。
赤道装置：这种装置有两个相互垂直的轴，即赤纬轴和赤经轴（极轴）。
极轴指向天极，与地球自转轴平行，其高度应当等于当地的地理纬度。
镜筒可以绕着赤纬轴转动，并可以固定在一定的赤纬方向上。
通常有赤纬盘及时角盘显示望远镜的指向。
跟踪天体时，望远镜自东向西绕极轴运动,方向与地球自转方向相反,速度为15"/s ，用来补偿地球自转，使望远镜保持指向被测的天体。
利用赤道装置实现跟踪天体的周日视运动是很方便的。
3.实验指导在某一北京时间T h 观测一个已知天体（α、δ）。
观测前首要先将当晚的北京时按公式S=S 0+(T h -8h )(1+μ)+λ换算成北京地方恒星时，用一个恒星时钟计量恒星时，利用公式t=S-α，计算出观测时刻天体的时角t 。
由望远镜的电控度盘，将望远镜指向预定的天区（t 、δ）。
待测天体进入视场后，打开转仪钟进行跟踪。
天体的α、δ及观测时刻的恒星时S ，也可从星空软件中直接读取。
4.实验步骤（1）观测前的准备工作①校准恒星钟；②查出待测天体的位置（α，δ），并在星图中熟悉待测天体周围亮星的相对位置和特点，以便观测时在寻星镜中找到它。
③根据待测天体，选好合适的目镜。
④使用仪器前，要在教师指导下，熟悉仪器的电控装置及各种旋钮使用注意事项等。
（2）观测步骤①在观测的恒星时时刻S 之前约五分钟，计算出待测星在此恒星时时刻的时角t 。
②用望远镜的电控装置将望远镜指向（t 、δ）天区。
天文望远镜的光学指标
天文望远镜的基本光学性能指标评价一架望远镜的好坏，首先要看它的光学性能，其次看它的机械性能（指向精度与跟踪精度）。
光学望远镜的光学性能一般用下列指标来衡量：1.物镜口径（D）望远镜的物镜口径一般指有效口径，也就是通光口径（不是简单指镜头的直径大小），是望远镜聚光本领的主要标志，也决定了望远镜的分辨率（通俗地说，就是看得清看不清）。
它是望远镜所有性能参数中的第一要素。
望远镜的口径愈大，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，看亮天体也更清楚，它反映了望远镜观测天体的能力，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应尽量选择口径较大的望远镜。
2.焦距（f）望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。
望远镜光学系统往往由两个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。
物镜焦距常用f表示，而目镜焦距常用f'表示。
比如F700´60天文望远镜的物镜焦距（f）为700mm。
目镜PL9的焦距（f'）为9mm。
物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体而言，焦距越长，天体在底片上成的像就越大。
3.相对口径（A）与焦比（1/A）相对口径A又称光力，它是望远镜的有效口径D与焦距f之比，即A=D/f。
它的倒数（1/A）叫焦比（即f/D，照相机上称为光圈数）。
例如70060天文望远镜的相对口径A(=60/700)≈1/12，焦比f/D （=700/60）≈11.67。
相对口径越大对观测行星、彗星、星系、星云等延伸天体越有利，因为它们的成像照度与望远镜的相对口径的平方（A2）成正比；而流星或人造卫星等所谓线形天体的成像照度与相对口径A和有效口径D的积（D2/f）成正比。
因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，常在1/3.5～1/5。
观测有一定视面的天体时，其视面的线大小和f成正比，其面积与f2成正比。
光学天文望远镜简介
光学天文望远镜简介有两样东西，我对它们的思考越是深沉和持久，它们在我心灵中唤起的赞叹和敬畏就会越来越历久弥新，一是我们头顶浩瀚灿烂的星空，一是我们心中崇高的道德法则。
它们向我印证，上帝在我头顶，亦在我心中。
（伊曼努尔·康德）——前言好奇是人类的天性，尤其是对宇宙的好奇，而天文望远镜就是人类在太空中的眼睛。
自17世纪初叶，天文望远镜已经发展了400多年，其自身在不断改进，不断突破自己的限制，由最初的光学天文望远镜已经迈入全波段天文望远镜。
在这里主要介绍光学天文望远镜的发展历程。
论文分为三部分：光学天文望远镜性能指标介绍、光学天文望远镜发展史、光学天文望远镜的未来。
第一部分：光学天文望远镜性能指标光学望远镜的光学性能指标，主要有六个参量：口径相对口径(光力)放大率贯穿本领(极限星等)分辨本领视场1、口径：即物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。
口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。
2、相对口径：望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F。
相对孔径即是望远镜的光力。
望远镜的光力大，观测有视面天体（如太阳、月亮、行星、彗星、星系和星云等）越有利，因为观测到天体的亮度与光力A2成正比。
3、视角放大率：通过望远镜观察时，物体的像对眼睛的视角的正切值与眼睛直接观察该物体时的正切值之比。
4、贯穿本领（极限星等）：理想条件下，通过望远镜能看的最暗的星等为望远镜的贯穿本领(极限星等)。
它反映了望远镜观测天体的能力。
对于目视望远镜,它的极限星等可以用经验公式计算： m = 2.1 + 5log D。
5、分辨本领：分辨本领用分辨角来衡量。
分辨角为两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的在天球上两点的角距离。
分辨角计算公式：δ（弧度） = 1.22λ/D。
式中D为望远镜的口径；λ为入射光的波长。
6、视场：望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比。
天文望远镜成像原理
天文望远镜成像原理
天文望远镜的成像原理是基于光学的原理。
当光线从遥远的天体进入望远镜时，它会首先通过物镜，物镜是望远镜中最前面的凸透镜或凹反射镜。
物镜会使光线折射或反射，使其汇聚到焦点上。
焦点是指光线经过折射或反射后汇聚成一点的位置。
成像的关键在于物镜的几何光学特性，即它的曲率和形状。
一旦光线汇聚到焦点上，它们会通过一个以同轴方式放置在物镜后方的目镜。
目镜通常由一个凸透镜组成。
凸透镜会使光线开始发散，并放大天体的图像。
最终，放大后的图像会在视网膜上投影，由视网膜上的感光细胞转化为神经信号，最终通过视神经传递到大脑中进行图像感知和解释。
总的来说，天文望远镜的成像原理是通过物镜将光线汇聚到焦点上，再通过目镜放大成像，并最终在视网膜上形成图像。
这个过程利用了光的折射和反射性质，使我们能够观察到遥远天体的细节。
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天文望远镜的光学性能
在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。
观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑"一镜多用"。
选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。
评价一架望远镜的好坏，首先要看它的光学性能，其次看它的机械性能（指向精度与跟踪精度）是否优良。
光学望远镜的光学性能一般用下列指标来衡量：
1.有效口径（D）--指物镜的有效直径，常用D来表示；
指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。
望远镜的口径愈大，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，它反映了望远镜观测天体的能力，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应选择较大口径的望远镜。
2.焦距（F）
望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。
物镜焦距F是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体而言，焦距越长，天体在焦平面上成的像就越大。
3.相对口径（A）
相对口径又称光力，它是望远镜的有效口径D与焦距F之比，它的倒数叫焦比（F/D）。
有效口径越大对观测行星、彗星、星系、星云等延伸天体是非常有利的，因为它们的成像照度与望远镜的口径平方成正比；而流星等所谓线形天体的成像照度与相对口径A和有效口径D的积成正比。
故此，作天体摄影时，应注意选择合适的有效口径A或焦比。
一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。
4.视场（ω）
能够被望远镜良好成像的区域所对应的天空角直径称望远镜的视场。
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
不同的口径、不同的焦距、不同的光学系统与质量（像差），决定了望远镜的视场的大小(CCD的像数尺寸有时也会约束视场的大小)；一般科普用反射望远镜的视场小于1度，而施密特望远镜消像差比较好，故它的视场可达几十度。
5.放大率（M）--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。
目视望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距之比，也等于物镜入射光瞳与出射光瞳之比。
因此，只要变换不同的目镜就能改变望远镜的放大倍数，但由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及出瞳直径不能过小等因素的影响，望远镜的放大倍率也不是可以无限制的增大；一般情况应控制在物镜口径毫米数的1-2倍（最大不要超过300倍）。
不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。
其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。
而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。
观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。
6.分辨本领--指望远镜能够分辨出的最小角距。
目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D （毫米），D为物镜的有效口径。
望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量。
分辨角（δ）通常以角秒为单位，是指刚刚能被望远镜分辩开的天球上两发光点之间的角距，理论上根据光的衍射原理可得
δ=1.22λ/D
式中λ为入射光的波长，对于目视望远镜而言，以人眼最敏感的波长λ=555纳米来代替,并取物镜口径D以毫米计,则有:
δ"=140/D(mm)
由于大气视宁静度与望远镜系统像差等的影响,实际的分辨角要远大于此（一般介于0.5到2角秒间）。
望远镜的分辨率愈高，愈能观测到更暗、更多的天体，所以说，高分辨率是望远镜最重要的性能指标之一。
7.贯穿本领-指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。
贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。
在无月夜的晴朗夜空，我们人的眼睛一般可以看见6等左右的星；一架望远镜可以看见几等星主要是由望远镜的口径大小决定的，口径愈大，看见星等也就愈高（如50毫米的望远镜可看见10等星，500毫米的望远镜就可看到15等的星）。
例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"--2"，目视极限星等为12等，视场小于10。
它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。