镜筒的结构

三、镜筒的参数
焦比： 指望远镜焦距长度与物镜口径的比值，简单说就是镜筒长度除以 镜筒口径，相当于相机镜头上的光圈。以“F”表示。计算公式：焦距/口径 =焦比（F=F/d）。例如：60/700望远镜，焦比=物镜焦距700mm/物镜口 径60mm=11.7。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。
一、镜筒的常见形式 折射镜筒
一、镜筒的常见形式
反射镜筒
反射望远镜是利用一块镀了金属(通常是铝)的凹面玻璃 聚焦,由于焦点在镜前,所以必须在物镜焦点之前用另一块镜 将影像反射出镜筒外,再用目镜放大。反射望远镜没有色差 (因不用透过玻璃故无色散),但有其它各类的像差。如将反射 凹面磨成拋物线形,则可消除球面差,但受彗形像差的影响严 重。
四、镜筒的光学像差参数
光学像差 球差：使以不同口径角穿过透镜(或从镜面上发射)的光线不能聚焦在轴上的同一 点。它会使星星的图像看起来不是锐利的点，而是一个模糊的光斑。
透镜
反射镜
四、镜筒的光学像差参数
光学像差 彗差：影响轴外点成像，在视场的边缘往往更明显。星星的图像看起来像V字 型的图案。对于优质的仪器，焦比越小，边缘的彗差就会越明显，主要表现在视 场中心到边缘拖着一个由细到粗的尾巴，其首端明亮、清晰，尾端宽大、暗淡、 模糊。
三、镜筒的参数
放大倍数 放大倍数是望远镜最不重要的参数之一。望远镜的放大倍数其实就是两个独立 的光学系统焦距的比值——望远镜物镜以及所使用的目镜。 将望远镜物镜的焦距(单位:mm)除以目镜的焦距(单位:mm)，就可以得到望远镜 的放大率。比如，型号为C8的望远镜的焦距为2032mm，如果配备30mm的目镜， 放大率就为68x(2032/30 = 68)，如果换用10mm的目镜，放大率就变为 203x(2032/10 = 203)。由于目镜是可更换的，望远镜根据需要可以有不同的放大率。 在实际使用中，望远镜有上限和下限放大率。这是由光学定律和眼睛的特性决定的。 在理想状态下，望远镜可用的最大放大率是其口径尺寸(单位：英寸)的60倍左右。 如果放大率超过这个上限，图像往往会变得昏暗，对比度降低等。比如，口径为 60mm(即2.4英寸口径)的望远镜最大放大率为142x。当放大率继续增加时，图像的 锐利度和细节表现力就会下降。更高的放大率通常用于月亮，行星和双子星的观察。 那些号称60mm口径望远镜的放大率可以达到375甚至750的生产厂家，其实是在误 导消费者。晚上时望远镜放大率的下限是其口径的3到4倍。白天时的下限是口径的8 到10倍。如果放大率低于此下限，由于次级反射镜或者斜反射镜的投影，在反射折 射望远镜或者牛顿望远镜的视野中央会出现一个黑点。
三、镜筒的参数
出射光曈 望远镜的出射光瞳是指射出目镜的圆形光束的直径，单位是mm。为了计 算出射光瞳，可将口径(单位mm)除以目镜的放大倍数。比如，带有20mm目镜 的口径为８英寸(203.2mm)的望远镜的放大倍数如果为102，那么它的出瞳则 为2mm(203.2/102 = 2mm)。或者，你还可以将目镜的焦距除以望远镜的焦比 来得到出瞳尺寸。
现在市场上能看到不少镜面反光很强、亮闪闪的红膜望远镜，一些经销商把它们称为“红外线”、“次红外线”、 “红宝石镀膜” 等等，还会告诉你这是能在夜间观测的“红外夜视望远镜”。请朋友们千万不要上当！真正的红外夜视仪是通过接收人眼所不可见 的红外线，采用光电管成像，需要用电池才能观测，白天不能使用，与望远镜的结构原理完全不同，价格也非常昂贵，根据它所采 用的微光管的档次，价格至少也得在数千至数万元甚至更高（军级）！如果说几十元、几百元就能买到“红外夜视望远镜”，岂非 痴人说梦！其实，那种亮闪闪的红膜因对光线反射严重而使成像亮度大大降低，只有当阳光照耀在雪地上使景物变得刺眼时，它倒 是可以发挥降低亮度的作用
四、镜筒的光学像差参数
光学像差 像差是造成不完善像的所有因素。在望远镜设计中都存在着几种像差，没有所 谓的完美的光学系统。光学设计工程师必须能够平衡控制各种像差来得到想要的 设计结果。下面是一些不同望远镜中存在的像差： 色差：经常在折射望远镜的物镜上出现，是因为透镜不能把不同波长(颜色)的光 聚焦到一点而形成的。结果是明亮物体周围有一圈光晕。当感光度和口径增加的 时候，这种现象往往会加重。
视场角 能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为 视场或视场角。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限 制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了 视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。望远镜 的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
一、镜筒的常见形式
反射镜筒
一、镜筒的常见形式
折反射镜筒
同时利用折射与反射原理的望远镜，常见有二种系统： 1、施密特系统 主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差，同时 利用一非球面透镜放于主镜前适当位置作为矫正镜，在利用 一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线聚集，穿过主镜一 个圆孔而聚焦在主镜之后。 2、马克苏托夫 矫正镜及利用一块凸镜作为副镜，在主镜焦点前将光线 聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。
一、镜筒的常见形式
1、施密特系统
一、镜筒的常见形式
2、马克苏托夫系统（MC系列）
二、镜筒的组成 折射镜筒 调焦组件 镜筒组 物镜组 遮光罩
二、镜筒的组成
反射镜筒 主反光镜组 镜筒组 调焦组件
副反光镜组
二、镜筒的组成 折反射镜筒-施密特系统
主反光镜组 镜筒组 校正镜
调焦组件
副反光镜组
二、镜筒的组成 折反射镜筒-马克苏托夫
四、镜筒的光学像差参数
光学像差 像散：该像差在最佳对焦点两面从水平位置到垂直位置拉长图像。这经常是由于 生产不良或者装配失误造成的。
四、镜筒的光学像差参数
光学像差 场曲：是指光线精确聚焦形成的面不是一个平面，而是一个曲面。像面的中 心可能成像犀利并且对焦准确，但是边缘却没有对准焦点，或者相反。
四、镜筒的光学像差参数
分辨角 对于望远镜来说，也就是能够分开两个距离很近的两颗星的能力，单位是 角秒1′，分辨能力与口径大小有直接关系，即口径越大，分辨能力越好。然而， 分辨能力还与大气状况以及观察者的视觉敏锐度有关。 分辨角：把望远镜能分清为两个物点的最小角距离称为分辨角，也叫分辨率。 分辨率与光的波长和望远镜的口径有关。计算公式为 θ=1.22λ/D（弧度） 常见λ取550纳米 简易算法，D以毫米为单位，θ以角秒为单位 θ=140”/D（角秒）
焦距（f） 就是从透镜(或者主反射镜)到焦点的距离，通常单位是毫米(mm)。一 般来说，望远镜的焦距越长，它的放大率就越大，成像的尺寸就越大，但 是视场范围就越小。比如，与焦距为1000mm的望远镜相比，2000mm焦距 望远镜的放大率和视场范围分别是前者的2倍和1/2。如果你不知道焦距， 只知道焦比，你可以通过这样计算的得到焦距：口径(单位是mm)乘以焦比 就是焦距。为8英寸(203.2mm)，焦比为f/10的透镜，其焦距为203.2 x 10 = 2032mm。
三、镜筒的参数
聚光本ห้องสมุดไป่ตู้(集光力)
这是理论上望远镜与眼睛相比收集光的能力。它直接与口径的面积成 正比。先把望远镜的口径(单位：mm)除以7mm(年轻人眼睛瞳口的大小)， 然后将得到的商平方，此结果即是集光力。比如，8英寸的望远镜的集光力 是843 ， ((203.2/7)²= 843)。
三、镜筒的参数
三、镜筒的参数
光轴： 望远镜中光路的轴心。光轴偏斜，影响成像效 果。
三、镜筒的参数 镀膜：
透镜镜片表面镀的一层特殊金属化合物，目的是增加光线透 射率。如果你注意观察，你会发现望远镜的物镜表面呈现不同的 颜色：红、蓝、绿、黄、紫等，这就是平常所说的镀膜（也称增 透膜，是特制的化学薄膜层）。如果不镀膜，会有光线在通过物 镜时被漫反射掉而无法到达你的眼睛，并且造成一种雾茫茫的现 象！镀膜可以提高透光率，增加亮度与色彩的对比度、鲜明度， 大大改善观测效果。所以，现在的正规望远镜厂家都不同程度地 为望远镜镜片进行光学镀膜。一般镀膜层越多、反光越小，效果 就越好。镀膜的颜色需根据镜片的光学材料与设计要求而定。在 正常使用情况下，蓝膜、绿膜都较为优秀。 反射镜表面主要镀铝和镀银 ，镀膜后将光线反射，一般可以 将90-95%光线反射，
三、镜筒的参数
对比度
观察低对比度的物体，比如月亮和行星时，我们期望有最高的成像对比度。牛顿望 远镜和反射折射望远镜都有一个次反射镜(或称副镜)，它们阻挡了一部分主反射镜的发 射光。为了计算阻挡率，一般计算阻挡率用面积比来计算。副镜的面比有效口径的面 积，比如，８英寸的望远镜的次级反射镜直径如果是2¾英寸，则阻挡率是11.8%： ８英寸的主面积= ∏r²= 50.27 2¾英寸的次级面积= ∏r²= 5.94 阻挡率= 5.94/50.27=11.8% 已可以用毫米来计算 多少的阻挡率为好这要根据你的使用需求， 摄影的话，阻挡率往往会比较高。 观察月亮和行星阻挡率往往会比较高 观察星云是往往会比较低 观察的条件(大气扰动)是影响对比度和行星细节的最重要的因素。
三、镜筒的参数
艾里斑亮度参数
当你用聚焦良好的望远镜观察星星时，并不会看到变大的图像。这是因 为星星到我们的距离实在是太远了(以至于发出的光都是平行光，直接在焦平 面聚成一点)，所以即使放大很多倍，星星也应该看起来是光点，而不是光斑 或者光球。但是，如果将望远镜放大到60乘口径尺寸(单位：英寸)的倍数，这 时仔细观察的话，你会发现在星星周围有光环，这不是星星自身的光环，而是 由于望远镜的圆形口径光阑以及光的物理特性造成的。进一步观察的话，当星 星位于望远镜视野正中间的时候，放大的星图会出现两个现象：一个中间的亮 区域，称作艾里斑，和一个或一系列环绕的微弱的圆环，称作衍射环。 当你增加口径的尺寸时，艾里斑会变小。艾里斑的亮度(点光源恒星的图像亮 度)正比于口径尺寸的四次方。理论上，当你将望远镜的口径放大一倍，它的 分辨能力就会增加1倍，它的集光力就会增加为原来的4倍。但是更重要的是， 你还可以将艾里斑的面积变成原来的1/4倍，从而将星象的亮度变为原来的16 倍。
镜筒的结构
一、镜筒的常见形式 折射镜筒
一般折射镜筒的物镜,是由两块不同折光率的玻璃镜片组 成,以减少色差,使红蓝两色的影像聚在同一焦点上,这类镜 头称为消色差镜头。 ED镜筒,是由二块或二块以上不同折光率的玻璃镜片组 采用较低色散的玻璃(ED)或甚至采用萤石晶体来制造,可消 除红、绿、蓝三色的色差。这些镜筒称为复消色差镜筒。
畸变
由于透镜的放大率随光束和主轴间所成角度改变而引起。光线离主 轴越远，畸变越大，但是若与主轴正交并通过主轴，则不发生畸变。放 大率随入射角度增加而增大时称正畸变；放大率随入射角度增加而减小 时负畸变。换句话说，若物点离开光轴越远，放大率越大，就产生畸变， 如果物点离开光轴越远，放大率越小则产生负畸变。特别是镜片屈光度 大时，像的畸变现象严重。由于畸变，看物体，像失去了原来的正确形 状。
修正镜 镜筒组 主反光镜组
副反光镜组
副反光镜组 调焦组件
三、镜筒的参数
物镜的口径（D） 物镜的口径是望远镜最重要的参数，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。一般用英寸(in)或者毫米(mm)来表示,口径越大， 它收集的光越多，成像的亮度和清晰度就越好。
五、镜筒的调试
光轴对齐了 光轴没有对齐
看 目 标 效 果 图
五、镜筒的调试
什么是光轴校准
校准就是调节望远镜的光学器件使之光轴对齐. 但我们必须知道一台 镜筒光轴没有对齐会让它的性能大打折扣。另外，没有任何一台望远镜可 以让它的光轴对齐很长一段时间，即使它是已经在工厂校准过的。 校准是一种值得考虑的提供镜子性能的方法。通常，设备变形了，在 高分辨率下的像质你肯定不能接受; 图像的后期处理也无法补偿光轴不正 带来的像质的损失. 校准并不是镜商和纯理论主义者的多余技巧. 它实际上 和音乐器材的音律一样重要，光轴不正的图像就像走调钢琴产生的声音一 样可怕. 校准是镜筒的很麻烦的地方; 这些望远镜对光轴非常敏感; 校准螺丝的 稍微一动就能让整个光轴偏离. 好的光学性能在微小的光轴误差面前就会 瓦解