天文望远镜介绍
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• 缺点：视场较小，镜面互相挡光。需重新 反复镀反射面，部件组装、校准困难。
主焦点式反射镜为抛物面
牛顿式反射镜为球面镜 卡塞格林式
抛物面、凸的双曲面镜。
折轴式
RC系统—改进的卡塞格林
消除了球差和彗差
折反射望远镜的诞生背景
• 彗差
– 光轴外的某一物点向镜 头发出一束平行光线， 经光学系统后，在象平 面上会形成不对称的弥 散光斑，这种弥散光斑 的形状呈彗星形，即由 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
大但
两下
倍 。
面 的
此 两
照幅
片照
所片
用曝
望光
远时
镜间
的相
口同
径，
2）相对口径 A： A = D／F
• 也称“光力”，以符号A表示，定义为物镜的口径D和焦距 之比，即A=D/F。
• 相对口径的倒数(F/D)称为“焦比”（照相机上的光圈 数），也常写为F/(焦比)，即口径D=F/(F/D)。
• 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，放大倍率较低，但影 像更亮，视野更大。
克里斯托夫·沙伊纳，德国天文学家、物理学家、数学家
正像系统
• 棱镜正像系统
正像系统
• 透镜正像系统
折射望远镜的致命缺点—— 色差
消色差
APO望远镜
• Apochromatic：复消色差的 • 如果制造凸透镜的低折射率材料蓝光对绿
光的部分相对色差恰好与制造凹透镜的高 折射率材料的部分相对色差相同，那么实 现蓝光与红光的消色差之后，绿光的色差 恰好消除 • 萤石--价格昂贵、加工困难，高档的代名词 • AD玻璃、ED玻璃、UD玻璃，代用品
• 物镜所成延展天体像的亮度跟其相对口径的平方(A2)成正 比，因此，观测暗的延展天体应当用相对口径大的望远镜。
• 相反，对于恒星的研究，望远镜的口径大、光力小（加大 焦距，减弱背景光的亮度），才能观测到更暗弱的星。
3）分辨角 δ″
分辨角：两天体的像刚刚能被分开时， 它们所对应的是天球上两点的角距离。
衡量望远镜性能的重要参量
使用望远镜的主要目的：
1、聚光本领： I∝πD2 2、分辨本领：θ＝1.22λ／D
因此，衡量望远镜的重要参量是口径。
如何选购合适的望远镜及后端？
• 1. 玩具级天文望远镜
– 价格：几十元到几百元 – 适合不了解天文、没用过天文望远镜的初学者 – 课程内容： ① 了解望远镜的结构，每一个部件的功能。 ② 熟悉望远镜的使用 ③ 自己操作望远镜寻找观测目标 ④ 使用不同目镜观测月球，了解放大率的概念 ⑤ 学习组装望远镜
（1974年诺贝尔物理学奖） • 1963年，美国 阿雷西博望远镜 305米 • 20世纪70年代，德国 100米 全转向射电望
远镜
• 20世纪80年代
– 欧洲VLBI射电阵，美国的VLBA射电阵
• 中国贵州的 FAST 500米
20世纪60年代天文学的四大发现
• 1963年—星际分子 • 1960年—类星体 • 1964年—微波背景辐射（诺贝尔物理学奖） • 1967年—脉冲星（诺贝尔物理学奖）
• 2. 入门级天文望远镜
– 价格：大约1千多到2千多 – 种类：赤道式、地平式；折射、反射的 – 适合有一些天文基础的，懂得一些天文常识 – 课程内容： ① 赤道仪作用 ② +巴德膜 观测太阳黑子 ③ +单反相机 观测、拍摄月球 ④ +手机摄影夹 手机拍照 ⑤ +电动跟踪 持续观测
• 3. 业余级天文望远镜
• γ射线：
– COMPTEL、INTEGRAL
哈勃空间望远镜HST
望远镜分类
• 按光学系统：
– 折射、反射、折反射
• 按波段：
– 射电、光学、红外、紫外、X射线、γ射线
• -------------------------------------------------------------• 按机械系统：
折射望远镜的发展高潮
• 1757年，消色差透镜出现
– 火石玻璃制造困难
• 19世纪末，制作大口径折射望远镜的高潮
– 1897年，叶凯士天文台1.02米折射望远镜
大口径玻璃透 镜制造困难， 重力变形严重
折射望远镜
• 优点：焦距较大、相对口径较小，工作视 场大；对镜筒弯曲不敏感。
• 缺点：有残余色差，对紫外、红外波段的 辐射吸收厉害，难以浇制和磨制。
6）极限星等（贯穿本领）m
理想条件下，通过望远镜能看到的最暗的星等为望 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
例：科技楼望远镜 D=400mm,
m = 2.1+5log 400 = 15.11 (理论)
拍摄到白矮星的光谱，
为揭示白矮星身世的秘
密提供了有力的观测依 据
1918年 胡克望远镜 口径2.54米
• 沙普利—柯蒂斯 大辩论
• 星系的哈勃分类 • 哈勃定律
1848年 海尔望远镜 5.08米
夏威夷 凯克望远镜 10米
36块镜面，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米
反射望远镜
• 优点：口径大，无色差，对镜面材料要求 低，易磨制。
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。
5）视场 ω
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（2ω°）表示，与放大率G成反比。
tanω = tanω’/ G （目镜望远镜） 2ω’为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。
反射式望远镜的设想
• 1632年 意大利的数学家 博纳文图拉·卡瓦 列里 提出了反射望远镜的理论
• 1652年 另一位意大利僧侣 尼科洛·祖奇 声 称自己制作了世界上第一架反射望远镜
• 1663年 英国数学家和天文学家 詹姆斯·格 里高里 提出使用两个凹面镜制作反射镜的 设计，主镜为抛物面，副镜为椭球面
望远镜的基本结构
为什么使用天文望远镜？
• 增加聚光；用望远镜可以看到人们肉眼看不到 的很暗天体。
• 提高分辨能力；用望远镜可以看清天体的许多 细节。
望远镜的性能参数
1）口径 D I ∝π D 2
• 口径：一般指物镜的有效通光直径，常用符 号D表示。表明光学望远镜的聚光能力。
• 物镜收集星光的能力跟其面积成正比，因此， 物镜的口径越大越容易观测到更暗的天体。
• 通过射电天文手段和方法获得的
如果用其他波段观测会怎么样?
• 红外：
– 并不是所有红外波段都可以 7个窗口 – 1983年，美英荷 第一颗红外天文卫星IRAS – 1995年，欧美日 红外空间天文台ISO
• 紫外：
– 地面上无法探测 – 1978年 国际紫外探测器 IUE卫星
• X射线：
– ROSAT、RXTE、CHANDRA、XMM、HXMT
– 检测镜面聚焦的精度
• 詹姆斯·肖特 英国仪器制造商
– 相当简便而精度又高的磨制抛物面镜的技术
望远镜大师——威廉·赫谢尔
罗斯伯爵—威廉·帕森斯
列维亚森 1.8米
M51 旋涡星云
蟹状星云
罗斯的成果
• 1. 证明建造大型望远镜是切实可行的 • 2. 说明如果气象条件不配合，那么望远镜
再好也没有用处。 • 3. 尽管可以建造庞大的望远镜，但是如果
折反望远镜
• 优点：光力强、视场大、成像质量好（修正镜改 正了像差）。适用于观测有视面天体（行星、星 云）。适于巡天和流星、人造卫星观测。
• 缺点：改正镜难磨制，不能做得很大。
多波段天文观测的发展
• 1932年 美国央斯基 银河系中心 射电辐射
标志着射电天文的开端
• 1946年，英国 66.5米射电望远镜 • 1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜
根据光的衍射原理，分辨角为： δ（弧度） = 1.22λ/D
式中D为望远镜的口径； λ为入射光的波长
若分辨角δ用角秒为单位 (1弧度=206265″)
波长用目视观测最敏感的λ=555nm代入， 则有： δ″= 140″/D(mm)
科技楼望远镜D=400mm, δ″= 140″/400=0.35″(理论值) 兴隆2.16m望远镜D=2160mm, δ″= 140″/2160=0.06″(理论值)
找不到能使之运转自如的、并能指向天空 任何部分的办法，那么望远镜就不能被很 好使用。
反射镜面——制约反射望远镜的发展
• 青铜—易腐蚀 • 耐腐蚀金属—价格昂贵 • 玻璃+金属背板—折射 • 1856年，德国 化学家尤斯图斯·冯·利比希
– 镀银
• ——巨型反射望远镜的时代的到来
美国天文学家乔治·埃勒里·海尔
信
• 发现了太阳黑子和太阳自转
使
• 。。。。。。
》
哥伦布发现了新大陆 伽利略发现了新宇宙
正立放大的像
• 伽利略望远镜缺点：
– 视场小，
– 后端不方便安装瞄准 叉丝（分划板）
开普勒式天文望远镜
德国 开普勒
1611年《屈光学》： 阐述望远镜理论，还 清晰地引入了光线概 念，研究了大气折射， 提出了在小角度情况 下折射角与入射角成 正比，提出了光的照 度定律、视觉理论等
由于地球大气存在湍流影响，加上望远镜的光学镜面会 有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。
望远镜的口径越大,分辨本领越高，越能分辨天体的更细 结构，则能观测更暗、更多的天体。
4）放大率 G
目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦 距F2之比，即 G = F1/F2
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。
1908年 威尔逊天文台
口径：1.53米
1917年 威尔逊天文台
胡克望远镜 口径：2.54米
1948年 帕洛马山天文台
海尔望远镜 口径：5.08米
1908年 1.53米
• 威尔逊山：观测条件好
• 光学系统：折轴系统
乔治·威利斯·里奇
• 成果：使用光谱仪拍摄 到了天狼星暗弱小伴星
的光谱，这是人类首次
– 格里高里式望远镜
牛顿反射望远镜
• 1668年，牛顿制成了第一架反射 望远镜，物镜是凹球面金属镜， 物 镜 焦 点 前 装 一 块 和 光 轴 成 45° 的平面反光镜，将星光反射到镜 筒一边，用目镜观察。
球差
卡塞格林反射望远镜
主镜的型式是抛物面镜，次镜则是双曲面镜
• 约翰·哈德利 英国 数学家 天文学家
不同的目镜有不同的ω’，如科技楼望远镜配有三种目镜： 2ω’为52 ° 、2ω’为67 °、2ω’为84 °
若采用常用2ω’为52 °, f = 20mm的 目镜， 则G=4000/20=200
2ω= arctan(tan(52°/2)/200 )*2= 0. 28°=16.7 ’ 若采用 2ω’为67 °的目镜，f = 9mm, ω= ? 若采用 2ω’为84 °的目镜，f = 4.7mm, ω= ?
天文望远镜简介
目录
• 天文望远镜的发展史
– 望远镜分类
• 天文望远镜的性能参数 • 如何选购天文望远镜
粒子辐射
电磁辐射
引力辐射
• 古代的天文学家
– 巫祝 – 钦天监
天文发展史上的里程碑
伽利略
观测成果
《
• 观测了月球 • 发现了木星的4颗卫星 • 发现了土星的光环
星 座
• 观测了水星、金星的相位变化
• 天文巡天需要大视场望远镜，对应的口径 就不能太大
• 为了看到暗弱的天体，又需要大口径的望 远镜
鱼与熊掌兼得
口径大、视场也大
独臂奇才—施密特
1931年 非球面改正透镜+凹球面反射镜
马克斯托夫
1943年 球面镜+球面镜 三片式和两片式
兴隆 LAMOST
有效口径4米，37块拼接，4000根光纤
– 赤道式、地平式（经纬仪）
• 赤道式的两个轴是极轴和赤纬轴。极轴平行于 地球自转轴，而赤纬轴平行于赤道面。望远镜 绕赤纬轴转动可对向天体的赤纬，绕极轴转动 可对向天体的时角且易跟踪天体的周日视运动。 采用赤道式装置的望远镜常称为“赤道仪”。
具体分为德国式、英国式、框架式、马蹄式、 叉式。 • 地平式装置的两个轴分布在垂直和水平方向。 绕垂直方向转动可对向天体的地平经度（方位 角），绕水平轴转动可对向天体的地平纬度。 特点：稳定性好，重量低。
– 价格：3000以上，到几万
– 镜子+赤道仪（电动控制手柄，带goto）
– 课程内容：
① 调极轴
② 两星校准+多星校准（自动找星）
③ 使用计算机控制望远镜（the sky；sky map等 等）
④ 拍行星 ⑤ 拍星系、星云
+后端设备
• 4. 固定天文台（几十万）
主焦点式反射镜为抛物面
牛顿式反射镜为球面镜 卡塞格林式
抛物面、凸的双曲面镜。
折轴式
RC系统—改进的卡塞格林
消除了球差和彗差
折反射望远镜的诞生背景
• 彗差
– 光轴外的某一物点向镜 头发出一束平行光线， 经光学系统后，在象平 面上会形成不对称的弥 散光斑，这种弥散光斑 的形状呈彗星形，即由 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
大但
两下
倍 。
面 的
此 两
照幅
片照
所片
用曝
望光
远时
镜间
的相
口同
径，
2）相对口径 A： A = D／F
• 也称“光力”，以符号A表示，定义为物镜的口径D和焦距 之比，即A=D/F。
• 相对口径的倒数(F/D)称为“焦比”（照相机上的光圈 数），也常写为F/(焦比)，即口径D=F/(F/D)。
• 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，放大倍率较低，但影 像更亮，视野更大。
克里斯托夫·沙伊纳，德国天文学家、物理学家、数学家
正像系统
• 棱镜正像系统
正像系统
• 透镜正像系统
折射望远镜的致命缺点—— 色差
消色差
APO望远镜
• Apochromatic：复消色差的 • 如果制造凸透镜的低折射率材料蓝光对绿
光的部分相对色差恰好与制造凹透镜的高 折射率材料的部分相对色差相同，那么实 现蓝光与红光的消色差之后，绿光的色差 恰好消除 • 萤石--价格昂贵、加工困难，高档的代名词 • AD玻璃、ED玻璃、UD玻璃，代用品
• 物镜所成延展天体像的亮度跟其相对口径的平方(A2)成正 比，因此，观测暗的延展天体应当用相对口径大的望远镜。
• 相反，对于恒星的研究，望远镜的口径大、光力小（加大 焦距，减弱背景光的亮度），才能观测到更暗弱的星。
3）分辨角 δ″
分辨角：两天体的像刚刚能被分开时， 它们所对应的是天球上两点的角距离。
衡量望远镜性能的重要参量
使用望远镜的主要目的：
1、聚光本领： I∝πD2 2、分辨本领：θ＝1.22λ／D
因此，衡量望远镜的重要参量是口径。
如何选购合适的望远镜及后端？
• 1. 玩具级天文望远镜
– 价格：几十元到几百元 – 适合不了解天文、没用过天文望远镜的初学者 – 课程内容： ① 了解望远镜的结构，每一个部件的功能。 ② 熟悉望远镜的使用 ③ 自己操作望远镜寻找观测目标 ④ 使用不同目镜观测月球，了解放大率的概念 ⑤ 学习组装望远镜
（1974年诺贝尔物理学奖） • 1963年，美国 阿雷西博望远镜 305米 • 20世纪70年代，德国 100米 全转向射电望
远镜
• 20世纪80年代
– 欧洲VLBI射电阵，美国的VLBA射电阵
• 中国贵州的 FAST 500米
20世纪60年代天文学的四大发现
• 1963年—星际分子 • 1960年—类星体 • 1964年—微波背景辐射（诺贝尔物理学奖） • 1967年—脉冲星（诺贝尔物理学奖）
• 2. 入门级天文望远镜
– 价格：大约1千多到2千多 – 种类：赤道式、地平式；折射、反射的 – 适合有一些天文基础的，懂得一些天文常识 – 课程内容： ① 赤道仪作用 ② +巴德膜 观测太阳黑子 ③ +单反相机 观测、拍摄月球 ④ +手机摄影夹 手机拍照 ⑤ +电动跟踪 持续观测
• 3. 业余级天文望远镜
• γ射线：
– COMPTEL、INTEGRAL
哈勃空间望远镜HST
望远镜分类
• 按光学系统：
– 折射、反射、折反射
• 按波段：
– 射电、光学、红外、紫外、X射线、γ射线
• -------------------------------------------------------------• 按机械系统：
折射望远镜的发展高潮
• 1757年，消色差透镜出现
– 火石玻璃制造困难
• 19世纪末，制作大口径折射望远镜的高潮
– 1897年，叶凯士天文台1.02米折射望远镜
大口径玻璃透 镜制造困难， 重力变形严重
折射望远镜
• 优点：焦距较大、相对口径较小，工作视 场大；对镜筒弯曲不敏感。
• 缺点：有残余色差，对紫外、红外波段的 辐射吸收厉害，难以浇制和磨制。
6）极限星等（贯穿本领）m
理想条件下，通过望远镜能看到的最暗的星等为望 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
例：科技楼望远镜 D=400mm,
m = 2.1+5log 400 = 15.11 (理论)
拍摄到白矮星的光谱，
为揭示白矮星身世的秘
密提供了有力的观测依 据
1918年 胡克望远镜 口径2.54米
• 沙普利—柯蒂斯 大辩论
• 星系的哈勃分类 • 哈勃定律
1848年 海尔望远镜 5.08米
夏威夷 凯克望远镜 10米
36块镜面，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米
反射望远镜
• 优点：口径大，无色差，对镜面材料要求 低，易磨制。
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。
5）视场 ω
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（2ω°）表示，与放大率G成反比。
tanω = tanω’/ G （目镜望远镜） 2ω’为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。
反射式望远镜的设想
• 1632年 意大利的数学家 博纳文图拉·卡瓦 列里 提出了反射望远镜的理论
• 1652年 另一位意大利僧侣 尼科洛·祖奇 声 称自己制作了世界上第一架反射望远镜
• 1663年 英国数学家和天文学家 詹姆斯·格 里高里 提出使用两个凹面镜制作反射镜的 设计，主镜为抛物面，副镜为椭球面
望远镜的基本结构
为什么使用天文望远镜？
• 增加聚光；用望远镜可以看到人们肉眼看不到 的很暗天体。
• 提高分辨能力；用望远镜可以看清天体的许多 细节。
望远镜的性能参数
1）口径 D I ∝π D 2
• 口径：一般指物镜的有效通光直径，常用符 号D表示。表明光学望远镜的聚光能力。
• 物镜收集星光的能力跟其面积成正比，因此， 物镜的口径越大越容易观测到更暗的天体。
• 通过射电天文手段和方法获得的
如果用其他波段观测会怎么样?
• 红外：
– 并不是所有红外波段都可以 7个窗口 – 1983年，美英荷 第一颗红外天文卫星IRAS – 1995年，欧美日 红外空间天文台ISO
• 紫外：
– 地面上无法探测 – 1978年 国际紫外探测器 IUE卫星
• X射线：
– ROSAT、RXTE、CHANDRA、XMM、HXMT
– 检测镜面聚焦的精度
• 詹姆斯·肖特 英国仪器制造商
– 相当简便而精度又高的磨制抛物面镜的技术
望远镜大师——威廉·赫谢尔
罗斯伯爵—威廉·帕森斯
列维亚森 1.8米
M51 旋涡星云
蟹状星云
罗斯的成果
• 1. 证明建造大型望远镜是切实可行的 • 2. 说明如果气象条件不配合，那么望远镜
再好也没有用处。 • 3. 尽管可以建造庞大的望远镜，但是如果
折反望远镜
• 优点：光力强、视场大、成像质量好（修正镜改 正了像差）。适用于观测有视面天体（行星、星 云）。适于巡天和流星、人造卫星观测。
• 缺点：改正镜难磨制，不能做得很大。
多波段天文观测的发展
• 1932年 美国央斯基 银河系中心 射电辐射
标志着射电天文的开端
• 1946年，英国 66.5米射电望远镜 • 1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜
根据光的衍射原理，分辨角为： δ（弧度） = 1.22λ/D
式中D为望远镜的口径； λ为入射光的波长
若分辨角δ用角秒为单位 (1弧度=206265″)
波长用目视观测最敏感的λ=555nm代入， 则有： δ″= 140″/D(mm)
科技楼望远镜D=400mm, δ″= 140″/400=0.35″(理论值) 兴隆2.16m望远镜D=2160mm, δ″= 140″/2160=0.06″(理论值)
找不到能使之运转自如的、并能指向天空 任何部分的办法，那么望远镜就不能被很 好使用。
反射镜面——制约反射望远镜的发展
• 青铜—易腐蚀 • 耐腐蚀金属—价格昂贵 • 玻璃+金属背板—折射 • 1856年，德国 化学家尤斯图斯·冯·利比希
– 镀银
• ——巨型反射望远镜的时代的到来
美国天文学家乔治·埃勒里·海尔
信
• 发现了太阳黑子和太阳自转
使
• 。。。。。。
》
哥伦布发现了新大陆 伽利略发现了新宇宙
正立放大的像
• 伽利略望远镜缺点：
– 视场小，
– 后端不方便安装瞄准 叉丝（分划板）
开普勒式天文望远镜
德国 开普勒
1611年《屈光学》： 阐述望远镜理论，还 清晰地引入了光线概 念，研究了大气折射， 提出了在小角度情况 下折射角与入射角成 正比，提出了光的照 度定律、视觉理论等
由于地球大气存在湍流影响，加上望远镜的光学镜面会 有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。
望远镜的口径越大,分辨本领越高，越能分辨天体的更细 结构，则能观测更暗、更多的天体。
4）放大率 G
目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦 距F2之比，即 G = F1/F2
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。
1908年 威尔逊天文台
口径：1.53米
1917年 威尔逊天文台
胡克望远镜 口径：2.54米
1948年 帕洛马山天文台
海尔望远镜 口径：5.08米
1908年 1.53米
• 威尔逊山：观测条件好
• 光学系统：折轴系统
乔治·威利斯·里奇
• 成果：使用光谱仪拍摄 到了天狼星暗弱小伴星
的光谱，这是人类首次
– 格里高里式望远镜
牛顿反射望远镜
• 1668年，牛顿制成了第一架反射 望远镜，物镜是凹球面金属镜， 物 镜 焦 点 前 装 一 块 和 光 轴 成 45° 的平面反光镜，将星光反射到镜 筒一边，用目镜观察。
球差
卡塞格林反射望远镜
主镜的型式是抛物面镜，次镜则是双曲面镜
• 约翰·哈德利 英国 数学家 天文学家
不同的目镜有不同的ω’，如科技楼望远镜配有三种目镜： 2ω’为52 ° 、2ω’为67 °、2ω’为84 °
若采用常用2ω’为52 °, f = 20mm的 目镜， 则G=4000/20=200
2ω= arctan(tan(52°/2)/200 )*2= 0. 28°=16.7 ’ 若采用 2ω’为67 °的目镜，f = 9mm, ω= ? 若采用 2ω’为84 °的目镜，f = 4.7mm, ω= ?
天文望远镜简介
目录
• 天文望远镜的发展史
– 望远镜分类
• 天文望远镜的性能参数 • 如何选购天文望远镜
粒子辐射
电磁辐射
引力辐射
• 古代的天文学家
– 巫祝 – 钦天监
天文发展史上的里程碑
伽利略
观测成果
《
• 观测了月球 • 发现了木星的4颗卫星 • 发现了土星的光环
星 座
• 观测了水星、金星的相位变化
• 天文巡天需要大视场望远镜，对应的口径 就不能太大
• 为了看到暗弱的天体，又需要大口径的望 远镜
鱼与熊掌兼得
口径大、视场也大
独臂奇才—施密特
1931年 非球面改正透镜+凹球面反射镜
马克斯托夫
1943年 球面镜+球面镜 三片式和两片式
兴隆 LAMOST
有效口径4米，37块拼接，4000根光纤
– 赤道式、地平式（经纬仪）
• 赤道式的两个轴是极轴和赤纬轴。极轴平行于 地球自转轴，而赤纬轴平行于赤道面。望远镜 绕赤纬轴转动可对向天体的赤纬，绕极轴转动 可对向天体的时角且易跟踪天体的周日视运动。 采用赤道式装置的望远镜常称为“赤道仪”。
具体分为德国式、英国式、框架式、马蹄式、 叉式。 • 地平式装置的两个轴分布在垂直和水平方向。 绕垂直方向转动可对向天体的地平经度（方位 角），绕水平轴转动可对向天体的地平纬度。 特点：稳定性好，重量低。
– 价格：3000以上，到几万
– 镜子+赤道仪（电动控制手柄，带goto）
– 课程内容：
① 调极轴
② 两星校准+多星校准（自动找星）
③ 使用计算机控制望远镜（the sky；sky map等 等）
④ 拍行星 ⑤ 拍星系、星云
+后端设备
• 4. 固定天文台（几十万）