天文望远镜基本知识

赤道式装置
• 天体观测一般都需要 较长的时间，由于天 体的周日视运动，望 远镜最好能跟踪，最 方便的办法是把一条 旋转轴沿平行于天轴 的方向放置，这就是 “极轴”，这种装置 称为赤道式装置，另 一条轴线位于天球的 赤道面内，就是“赤 纬轴”。当绕极轴旋 转时，望远镜的赤纬 不变，赤经改变；当 绕赤纬轴旋转时，望 远镜的赤经不变，赤 纬改变。
开普勒
• 伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。成正像， 制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。 缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。 目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。 • 开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做目镜。是将物镜 所成的实像用凹透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其 视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测 中多采用此种类型的望远镜。
卡塞格林反射镜
• 在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（16251712）在1672年提出了又一种反射望远镜的设计方案， 主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有 圆孔， F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲 面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的 另一个焦点F2处。这种反射镜目前还经常采用。
• 17世纪望远镜刚出现时，不仅口径较小，而且成像质 量相当差。因为当时的物镜都是单透镜，像差，特别 是其中的色差非常严重，它使观测到的天体不能呈现 出清晰的像，而是带五颜六色光圈的像斑。 • 这种像差的成因当时尚未弄清楚，但当时人们已经发 现，当透镜曲率变小，焦距变长时，色差就会减小， 成像质量就比较好。于是天文学家相继采用长焦距的 望远镜。
双筒望远镜
• 双筒望远镜具有成像清晰明 亮，视场大、携带方便、价 格便宜等优点，很适于天文 爱好者用来巡天和观测星云、 星团、彗星等面状天体。在 晴朗无月的夜晚用双筒镜观 测时，可见在广阔的视场之 中繁星密布，偶尔有一、两 朵星云、星团点缀其间，令 人心旷神恰。如果你过去一 直使用高倍率、长焦距的天 文望远镜，也许还没有意识 到自己已经失掉了很多观测 的乐趣，那么请试用一下双 筒镜，你一定会被视场中平 时未曾欣赏过的美景深深的 陶醉。由于双简镜有着广泛 的用途，所以在市场上它的 品种繁多，性能也相差很大。
望远镜的机械装置
• 望远镜的机械装置除了对镜筒起支撑作用的支架、平 衡锤等部件外，最重要的是跟踪系统。 • 为了使望远镜能够观测天球上任意位置的天体，它必 须能够绕两条互相垂直的轴线旋转。根据轴线方向选 择的不同，望远镜的装置分为两类：
• 地平式装置。 • 赤道式装置。
地平式装置
• 一条轴线沿铅垂线 方向，称为竖直轴； 另一条轴线沿水平 方向，称为水平轴。 当绕竖直轴旋转时， 望远镜的地平纬度 不变，地平经度改 变；当绕水平轴旋 转时，望远镜的地 平经度不变，地平 纬度改变。
• 双筒镜的口径、放大率和视场一般都标在镜身上。口 径和放大率用两组数字表示，例如“10×50”表示这架 双筒镜的放大率为10倍。口径是50毫米；再如 “15×～40×60”表示放大率在15倍至40倍之间可调， 口径是60毫米。 • 视场是反映望远镜性能的另一个重要参数。与天文望 远镜不同，双筒镜的视场经常不以“度”作单位给出， 而是给出在1000米(码）处能看到的景物的最大宽度。 如“131m/1000m”或“393Ft./1000Yd.”表示用这架双 筒镜能看到1000米(码)处的景物的最大宽度为131米 (393英尺)。
望远镜的几个基本参数：
• 相对口径：望远镜有效口径D与焦距F之比。通常将相 对口径A称为相对孔径、光力或口径比。记为
A=D/F
• 焦比：将相对口径的倒数1/A称为焦比或相对焦距。 照相机镜头上称为光圈。 • 出射光瞳：指物镜通过目镜系统所成的像。一般出射 光瞳d的直径不能很大，最大值最好小于人眼瞳孔的直 径，否则从望远镜射出的光将不能全部进入人眼。
• 望远镜主要解决“看得见”和“看得清”两方面的问 题。 • 前者指接收到光子的数量有多少，后者指光子在视网 膜上集合成像的清晰度。望远镜的口径越大，接收到 的光子数越多，“看得见”的本领就越高。 • “看得清”的问题和光学系统的质量，如玻璃的品质、 加工精度、装配精度、保养状况有关，但即使是理想 的光学系统，仍有一个不可逾越的限制，即光的衍射 效应。
双筒镜
双筒镜采用的是折射系统， 可分为伽利略式和开普勒式 两种。伽利略式双筒镜结构 简单，光能损失小、镜筒较 短、价格也较低，但是，它 的放大率一般不能超过6倍， 放大率再增加，视场就会迅 速减小，视场边缘变暗。成 像质量也会下降，所以这种 双筒镜用得较少。
• 现在常见的是开普勒式双筒镜，它的视场比伽利略式的大，而且 成像更加清晰，但开普勒式双筒镜成的是倒立的像，为了得到正 像，在它的光路中加有转像棱镜或转像透镜，这些转像装置在地 面观测中是必不可少的。但像的倒正对天文观测来说无关紧要， 不过正像望远镜可以给初学者找星带来方便。
牛顿反射望远镜
• 为了根本消除色差，牛顿干脆不 用光的折射特性，而用反射特性。 • 1668年，他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。
格里果里反射镜
• 在牛顿之前，英国数学家格里果里（1638-1675）在 1663年提出一种反射望远镜的设计方案，以抛物面为 主镜，椭球镜面镜为副镜，主镜中央开有圆孔，F1是 主镜的焦点暨副镜的一个焦点，光线经副镜会聚后， 必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。 • 由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨 制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。
大型折射望远镜
• 19世纪下半叶是大型折射望远镜的时代，美国的光学制造家 克拉克父子在1870年以后陆续磨制了口径66厘米、76厘米、 91厘米、102厘米的折射镜。
巨型反射镜
• 20世纪的上半叶巨型反 射镜又占了上风。由于 磨制材料的改进，用玻 璃代替了金属，并发明 了玻璃镀银技术，许多 大口径反射镜相继建成。 1948年口径508厘米的 海尔反射望远镜交付使 用。
• 由于光的衍射效应从一个点发出的光子被理想的光学 系统聚焦后，仍不能集中在一个点上，而是散布在一 个小圆面和外围一圈一圈逐渐减弱的亮环中，中央的 小圆面称为“爱里斑（Airy）”，如果两个光点的距 离太近，使各自两个爱里斑相连，就不能清楚地分辩 出两个光点的像。光的衍射现象限制了“看得清”的 能力。
望远镜的几个基本参数：
• 放大率：放大率=F物/F目 ，或 放大率=D/d
• 望远镜的有效放大倍数与望远镜物镜的有效口径有 关，口径越大有效放大倍数越大，如果硬将小口径 望远镜的倍数调大，星像的细节部分还是看不到， 反而会使观测天体变得很暗，而且由于光的衍射效 应，星像会变得模糊。一般望远镜的有效放大倍数 是物镜有效口径以毫米为单位的值。
赫歇尔的望远镜
• 1781年3月13日，英国 天文学家威廉.赫歇尔 （1738-1822）用他自 制的口径15厘米的反射 镜发现了天王星，把太 阳系的尺度扩大了一倍。 • 发现了天王星后，赫歇 尔磨制的望远镜口径越 来越大，他是使反射镜 大型化的始祖。
• 1789年赫歇尔制 成当时世界上最 大的望远镜。口 径1.22米，焦距 12.2米。
哈勃太空望远镜
望远镜的几个基本参数：
• 望远镜的口径：指望远镜物镜所能收到的最大光束的 直径。通常将经过镜框限制后所能接收到的最大光束 的直径称为有效口径D或入射光瞳。 • 焦点：平行于望远镜光轴的入射光束，通过理想光学 系统后汇聚在光轴上的那一点称为焦点。位于主轴上 的焦点称为主焦点。 • 焦距：从望远镜光学系统主点到主焦点的距离称为焦 距F。
望远镜的几个基本参数：
• 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）
• λ取550纳米，D以厘米为单位，θ以角秒为单位
θ=14/D（角秒）
望远镜的几个基本参数：
• 视场：用目视望远镜观测星空时所能见到的天空部分 的角直径叫视场。当目镜的工作视场一定时，望远镜 的视场与放大率成反比。 • 照相望远镜的视场是指底片上星像良好区域的角直径。
消色差折射镜的出现
• 牛顿从理论上弄清了色差的成因，但错误的做出折射物镜 色差无法消除的结论。由于牛顿极高的威望，不少人盲从 了他的观点。直到18世纪30年代，英国数学家C.M.霍尔 发现，用冕牌玻璃作凸透镜，用火石玻璃作凹透镜，所制 成的复合透镜能消除色差。
由于消色差折射物 镜的制成，人们再 也不用为减少色差 而拼命加长物镜的 焦距了。从此后， 折射望远镜的镜筒 便大大缩短了。
最大的望远镜
折反射望远镜
• 1930年德国的施密特制造出第一架折反射望远镜。 同时使用反射镜和折射镜。反射镜是球面镜，放在 球面曲率中心的形状奇特的透镜做“改正镜”，可 以补偿反射镜引起的球差，又不会产生彗差和明显 的色差。 • 1940年苏联光学家马克苏托夫发明马克苏托夫望远 镜，和施密特望远镜类似，它的改正镜是弯月形， 两个表面都是球面。制作容易。和反射镜相比，折 反射镜的视场可以做的较大，有利于拍摄。
望远镜的几个基本参数：
• 聚光本领：望远镜收集的光能与人眼瞳孔所接收的光 能力之比称为望远镜的聚光本领P。 • 人眼瞳孔直径d眼在白天约为2.5毫米，夜晚约为5毫米， 在完全适应黑暗环境的条件下，瞳孔最大直径不超过8 毫米。望远镜的聚光本领可以用公式P=D2/d眼2表示。 • 在理想条件下，正常人的眼睛可以看到6等星，有效口 径80毫米望远镜的聚光本领P=(80/8)2=100，比肉眼看 到的星暗100倍，（2.5*lg100=5）, 即通过望远镜可以 看到6+5=11等的星。可见望远镜发挥了增加聚光本领 的作用。
施密特望远镜
射电望远镜
• 1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在研 究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线，接 收到来自银河中心的电磁辐射，开创了射电天文学。
射电望远镜
• 澳洲帕克斯射电望远镜
密云天线阵
大气窗口
• 地球被一层厚厚的大气层包围，为我们提供了充足的 氧气、适宜的温度，保护人类免受来自太空的不速之 客，如流星、粒子辐射等等的袭击。但同时这层“面 纱”吸收了大部分波段的电磁波，宇宙中的各类天体 发射着从波长106米-10-14米范围内的电磁辐射 ,地面 上只能通过两个窗口光学和射电去观察星象。50年代 人造卫星的上天，使得天文学从地面观测跃进到空间 观测，从狭窄的光学波段、射电波段扩展到整个电磁 波谱。
望远镜的几个基本参数：
• 极限星等：将望远镜指向天顶，肉眼所能看到的最暗 恒星的星等称为极限星等，也叫贯穿本领。 • 极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸 收系数、大气的吸收系数和天空背景亮度等多种因素 有关。 • 极限星等ml与以厘米为单位的望远镜有效口径之间的 简单关系由公式 ml=6.9+5lgD 给出。例如有效口径 15厘米的望远镜，极限星等约为12.8等。
意大利物理学家伽利略（1564-1642）
• 伽利略把自制的口径4.5厘 米，放大倍率33倍的望远镜 指向天空，很快发现了月球 上的环形山、围绕木星运转 的四颗卫星、金星的盈亏现 象、日面上的黑子、银河由 无数暗弱恒星构成等现象。
• 德国的开普勒 （1571-1630） 在伽利略制成天 文望远镜 后两 年，出版了《光 学》一书，首次 提出了“像差” 的概念。并提出 了一种新型的望 远镜，这种望远 镜被称为开普勒 式望远镜。
天文望远镜 的基本知识
天文望远镜的发展历史
ຫໍສະໝຸດ Baidu
天文学是一门古老的学科，在人类的文明史中占有重要的地 位。观测是天文学实验方法的基本特点，不断地创造和改革 观测手段，是天文学家致力不懈的课题。
北京古观象台
浑仪
简仪
第 谷 在 观 测
• 1608年荷兰的眼镜 商汉斯.里帕席根据 学徒的偶然发现， 制成了第一架望远 镜。 • 1609年，伽利略制 成了两架最早的天 文望远镜 ，发现了 望远镜具有“增加 聚光本领和放大视 角”的作用。
早期折射望远镜
• 1673年，波兰的赫维留（16111687）制成了一架长达46米的 望远镜，吊在30米高的桅杆上， 要许多人用绳子拉着它起落升 降。
色差原理
• 1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种 颜色的光混合而成。望远镜的色差是由于透镜对不同 颜色的光具有不同的折射率而造成。
科学巨匠牛顿（1642-1727）