望远镜的发展历程
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04物理王红亚
古人对望远镜的假想 望远镜的发展 望远镜的分辨率 射电望远镜的产生 哈勃天文望远镜
古人对望远镜的假想
中国古代的神话中就有千里眼这个神仙。 三星堆遗址中就发现人对望远镜遐想的雕塑。
从眼中伸展出的那部分，就是望远镜的原始 形态。这个雕塑反映了人们对太空探索的渴 望。
望远镜的发展
人们总是对不了解的事物充满了好奇，比如遥远天体的 真面目究竟是什么样子的。于是，人们幻想有一种千里 眼，能看清遥远的东西，1608年，千里眼终于被发明出 来，这就是望远镜。
射电望远镜的产生
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专 门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发 现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线 电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中 断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开 创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是 长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长 取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远 镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。
1、牛顿系统 牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。为了 消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径 减小到1/12以下，主镜可制作为球面。相对孔径 较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较 大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场 不大的视面天体十分合用。
2、经典卡塞格林系统 经典卡塞格林系统的主镜为抛物面，副镜为双
该望远镜的放大本领为：
M=-f1’/f2‘
物镜的像方焦距为正，目镜的物方焦距为负。
因此放大本领为正值，成正立的像。
伽利略用它发现了木星的周围总是有四颗小星 陪伴在左右，这就是木星的四颗卫星，又叫做伽 利略卫星；他还发现土星好像长着一对大耳朵， 那是土星的光环；他还仔细观察了月球的环形山。 由于有了望远镜，人们终于知道，天上的银河原 来是由无数的星星组成。这些新发现，成为哥白 尼日心说的有力证据。
无论上述那一种望远镜物镜都是靠折射成像， 因此称为折射式望远镜。
反射望远镜的原理
1668年，牛顿创制了第一架反射式面镜望远 镜，清楚地观看出木星的8个较大卫星。消除 了透镜望远镜产生色差的缺点，且有镜筒短、 便宜、易维护等优点
反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林 系统、格雷果里系统、折轴系统，等等。现代的 大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一 个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测 项目。
衡量望远镜威力的指标是通光口径，望远镜 的分辨率与通光口径成正比 。
望远镜的口径越大，聚集的光线就越多，望 远镜就能观测到宇宙更深处的暗淡天体。但 是，望远镜的口径不是没有限度的，依靠目 前的技术超不过１００米
中国最大的天文望远镜
一台直径达2.4米的巨型天文望远镜日前运抵云南丽 江的高古美天文台，这是中国目前最大的天文望远镜， 预计到今年8月就可以投入观测使用。 该望远镜是由英国TTL公司制造的，价值高达3000多 万元，具有一流的光学质量，而且成像清晰，跟踪和指 向精度都非常高。 丽江高古美天文台是中国观测天文最佳的位置。这里 海拔3193米，每年平均晴夜达254天，没有人为光线和 沙尘的干扰，加之天光背景暗、空气透明度好，保持了 良好的大气宁静度。 该天文观测站建成后，将在中国天体物理和实测天 文研究方面发挥重大作用。
这一年，在荷兰的一个眼镜作坊里，一名学徒在玩 耍，当他用一前一后两块镜片观察物体时，发现远处的 物体离自己很近，受此启发他发明了望远镜。他的老板 不失时机地将这一发明转化成商品，并把这一发明献给 政府。有了这些望远镜的帮助，弱小的荷兰海军打败了 强大的西班牙舰队，使荷兰人获得了独立。
开普勒望远镜的原理
射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本 设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号 的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。 射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来 的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用 旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远 镜的天线大多是抛物面。
反射望远镜其物镜是凹面反射镜，没有色差， 而且将凹面制成旋转抛物面即可消除球差。凹面 上镀有反光膜，通常是铝。反射望远镜镜筒较短， 而且易于制造更大的口径，所以现代大型天文望 远镜几乎无一例外都是反射结构。
反射望远镜的结构里，除了主物镜外，还装有一 或几个小的反射镜，用来改变光线方向便于安装 目镜。由于反射式望远镜的入射光线仅在物镜表 面反射，所以对光学玻璃的内部品质比折射镜要 求低。
该望远镜由两个会聚薄透镜分别作为物镜和目镜。 物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合。
此望远镜的放大本领： M=-f1’/f2‘ M为负值， 因此成倒立的像。
伽利略望远镜
伽利略的望远镜十分简单，它有两个镜片组 成，前面的叫物镜，是一个边缘薄中间厚的 透镜。具有放大功能。后面的叫目镜，镜片 的中间薄周边厚，具有缩小功能。物镜的像 方焦点仍和目镜的物方焦点重合。这样两个 镜片配合一个圆筒组合在一起，就是一架最 简单的望远镜。
曲面。双曲面副镜将光线反射回主镜中央的开孔 并聚焦成像，这种焦点位置在主镜后来自百度文库的就称为 盖赛格林式反射望远镜。盖赛格林式反射望远镜 的光路是在镜筒内来回反射二次，并经过副镜的 再放大，所以镜筒可以很短，焦距却可以很长，
对高倍率的观察有很大的好处。
3、格雷高里系统 这个系统也是由二个反射面组成，主镜仍为抛物 面；而副镜为椭球面。此系统形成正立像，其镜 筒比卡塞格林及R-C系统的长一些。
折反射望远镜
折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组 合而成。主镜是球面反射镜，副镜是一个透 镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视场 大，光力强，适合观测流星，彗星，以及巡 天寻找新天体。根据副镜的形状，折反射镜 又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构， 前者视场大，像差小；后者易于制造。
望远镜的分辨率
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人 G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。 这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物 面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在 1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到 了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯 被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。
古人对望远镜的假想 望远镜的发展 望远镜的分辨率 射电望远镜的产生 哈勃天文望远镜
古人对望远镜的假想
中国古代的神话中就有千里眼这个神仙。 三星堆遗址中就发现人对望远镜遐想的雕塑。
从眼中伸展出的那部分，就是望远镜的原始 形态。这个雕塑反映了人们对太空探索的渴 望。
望远镜的发展
人们总是对不了解的事物充满了好奇，比如遥远天体的 真面目究竟是什么样子的。于是，人们幻想有一种千里 眼，能看清遥远的东西，1608年，千里眼终于被发明出 来，这就是望远镜。
射电望远镜的产生
1931年，在美国新泽西州的贝尔实验室里，负责专 门搜索和鉴别电话干扰信号的美国人KG·杨斯基发 现：有一种每隔23小时56分04秒出现最大值的无线 电干扰。经过仔细分析，他在1932年发表的文章中 断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开 创了用射电波研究天体的新纪元。当时他使用的是 长30.5米、高3.66米的旋转天线阵，在14.6米波长 取得了30度宽的 “扇形”方向束。此后，射电望远 镜的历史便是不断提高分辩率和灵敏度的历史。
1、牛顿系统 牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统。为了 消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径 减小到1/12以下，主镜可制作为球面。相对孔径 较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较 大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场 不大的视面天体十分合用。
2、经典卡塞格林系统 经典卡塞格林系统的主镜为抛物面，副镜为双
该望远镜的放大本领为：
M=-f1’/f2‘
物镜的像方焦距为正，目镜的物方焦距为负。
因此放大本领为正值，成正立的像。
伽利略用它发现了木星的周围总是有四颗小星 陪伴在左右，这就是木星的四颗卫星，又叫做伽 利略卫星；他还发现土星好像长着一对大耳朵， 那是土星的光环；他还仔细观察了月球的环形山。 由于有了望远镜，人们终于知道，天上的银河原 来是由无数的星星组成。这些新发现，成为哥白 尼日心说的有力证据。
无论上述那一种望远镜物镜都是靠折射成像， 因此称为折射式望远镜。
反射望远镜的原理
1668年，牛顿创制了第一架反射式面镜望远 镜，清楚地观看出木星的8个较大卫星。消除 了透镜望远镜产生色差的缺点，且有镜筒短、 便宜、易维护等优点
反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林 系统、格雷果里系统、折轴系统，等等。现代的 大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一 个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测 项目。
衡量望远镜威力的指标是通光口径，望远镜 的分辨率与通光口径成正比 。
望远镜的口径越大，聚集的光线就越多，望 远镜就能观测到宇宙更深处的暗淡天体。但 是，望远镜的口径不是没有限度的，依靠目 前的技术超不过１００米
中国最大的天文望远镜
一台直径达2.4米的巨型天文望远镜日前运抵云南丽 江的高古美天文台，这是中国目前最大的天文望远镜， 预计到今年8月就可以投入观测使用。 该望远镜是由英国TTL公司制造的，价值高达3000多 万元，具有一流的光学质量，而且成像清晰，跟踪和指 向精度都非常高。 丽江高古美天文台是中国观测天文最佳的位置。这里 海拔3193米，每年平均晴夜达254天，没有人为光线和 沙尘的干扰，加之天光背景暗、空气透明度好，保持了 良好的大气宁静度。 该天文观测站建成后，将在中国天体物理和实测天 文研究方面发挥重大作用。
这一年，在荷兰的一个眼镜作坊里，一名学徒在玩 耍，当他用一前一后两块镜片观察物体时，发现远处的 物体离自己很近，受此启发他发明了望远镜。他的老板 不失时机地将这一发明转化成商品，并把这一发明献给 政府。有了这些望远镜的帮助，弱小的荷兰海军打败了 强大的西班牙舰队，使荷兰人获得了独立。
开普勒望远镜的原理
射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的基本 设备，它包括：收集射电波的定向天线，放大射电信号 的高灵敏度接收机，信息记录，处理和显示系统等等。 射电望远镜的基本原理和光学反射望远镜相信，投射来 的电磁波被一精确镜面反射后，同相到达公共焦点。用 旋转抛物面作镜面易于实现同相聚集。因此，射电望远 镜的天线大多是抛物面。
反射望远镜其物镜是凹面反射镜，没有色差， 而且将凹面制成旋转抛物面即可消除球差。凹面 上镀有反光膜，通常是铝。反射望远镜镜筒较短， 而且易于制造更大的口径，所以现代大型天文望 远镜几乎无一例外都是反射结构。
反射望远镜的结构里，除了主物镜外，还装有一 或几个小的反射镜，用来改变光线方向便于安装 目镜。由于反射式望远镜的入射光线仅在物镜表 面反射，所以对光学玻璃的内部品质比折射镜要 求低。
该望远镜由两个会聚薄透镜分别作为物镜和目镜。 物镜的像方焦点和目镜的物方焦点重合。
此望远镜的放大本领： M=-f1’/f2‘ M为负值， 因此成倒立的像。
伽利略望远镜
伽利略的望远镜十分简单，它有两个镜片组 成，前面的叫物镜，是一个边缘薄中间厚的 透镜。具有放大功能。后面的叫目镜，镜片 的中间薄周边厚，具有缩小功能。物镜的像 方焦点仍和目镜的物方焦点重合。这样两个 镜片配合一个圆筒组合在一起，就是一架最 简单的望远镜。
曲面。双曲面副镜将光线反射回主镜中央的开孔 并聚焦成像，这种焦点位置在主镜后来自百度文库的就称为 盖赛格林式反射望远镜。盖赛格林式反射望远镜 的光路是在镜筒内来回反射二次，并经过副镜的 再放大，所以镜筒可以很短，焦距却可以很长，
对高倍率的观察有很大的好处。
3、格雷高里系统 这个系统也是由二个反射面组成，主镜仍为抛物 面；而副镜为椭球面。此系统形成正立像，其镜 筒比卡塞格林及R-C系统的长一些。
折反射望远镜
折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组 合而成。主镜是球面反射镜，副镜是一个透 镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视场 大，光力强，适合观测流星，彗星，以及巡 天寻找新天体。根据副镜的形状，折反射镜 又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构， 前者视场大，像差小；后者易于制造。
望远镜的分辨率
自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人 G·雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。 这是一架在第二次世界大战以前全世界独一无二的抛物 面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为9.45米，在 1.87米波长取得了12度的 “铅笔形”方向束，并测到 了太阳以及其它一些天体发出的无线电波。因此，雷伯 被称为是抛物面型射电望远镜的首创者。