天文望远镜制作(新手diy)及选购指导

前部分为天文望远镜的基础原理及知识，新手最好看下，老手直接跳过。 原理 P148 简易天文望远镜制作教程 P4988 选购指导 P89 天文望远镜入门知识 1、望远镜基础 有两种主要类型的望远镜：折射镜用透镜来收集并汇聚光线，反射镜用反射镜收集光线。要选择好合 适的望远镜，首先要了解两种望远镜的相对优缺点。 衡量望远镜的好坏，不用放大倍数，而用口径，也就是主透镜或主反射镜的直径。当人们说“小”望 远镜时，他们指的是望远镜的口径小。口径决定了望远镜能收集多少光线，收集的光线越多，你所能看到 的也越多。因此，不管是折射镜还是反射镜，口径越大威力就越强。 最小的望远镜（口径 50-80 毫米）一般都是折射镜，更大口径的望远镜一般是反射镜，因为大口径的 反射镜比折射镜造价要便宜一些。 通过 50-60 毫米的最小的折射望远镜，可以看见月面的环形山和深色低洼的“月海”，土星的光环， 木星的云带和四颗主要的卫星，一些双星，以及各种星云、星系。如果使用更大的望远镜，可以看到更暗 的天体和更多的细节。 尽管小折射望远镜可以作为第一步购买计划的理想选择，但这里要提一点非常重要的警告。很多廉价 的折射望远镜要么粗制滥造，要么性能与价格不符，在最糟糕的情况下，望远镜在天文观测上可能毫无用 处，尽管它们的外观相当漂亮。不幸的是一些大商店也卖光学质量很差的望远镜。 单透镜的主要缺点是在目标的边缘会产生多余的颜色，这称为色差。改正了色差的透镜称为消色差透镜， 尽管光凭这一点不能保证其性能一定优越，但选望远镜时这一点是值得考虑的。反射望远镜没有色差。 2、选什么 如有可能，在购买小折射望远镜之前对其作如下检查： 从主镜一端往镜筒内看，在离主镜不远的地方是否有一个光圈（中间有一个洞的圆盘，注意不要和光阑混 淆，光阑是镜筒内逐渐缩小的一组圆环，用途是消除镜筒内壁的杂散光）。光圈是用来提高图象清晰度的， 就象照相机中的小光圈。但不幸的是这会严重减小望远镜的有效口径，使图象亮度降低。实际上用这种望 远镜不会比你用肉眼看的更多。如果他们宣称使用了全口径，那他们在作欺骗性的广告。 在夜间观测月亮。其边缘应清晰，不能有各种多余的颜色。观测应确保在户外进行，不能透过窗户观测， 不管窗户是关着的还是开着的。 如果望远镜不能通过上述任何一项测试，那么别买它，如果买了也要退掉。 3、放大倍数 望远镜的放大倍数还依赖于目镜。买望远镜时通常可以选择低倍、中倍和高倍目镜。不要因为看了广 告中小望远镜可以有好几百倍的放大率而兴奋。太高的放大率只会使你看到的更少而不是更多，因为过分 放大的图象将会变得昏暗而且不清晰。 有一个规律是望远镜的最高放大率可以取以毫米表示的望远镜口径的两倍。当然如果望远镜的有效口 径被光圈减小，那最大的可用放大率也要相应减小。 大气本身限制了我们可以使用的最高的放大率，因为空气使恒星和行星的图象变得不稳定，这称为大 气宁静度。不管你有多大的望远镜，在普通的地面观测点最大的可用放大率是 300 倍。放大率再高，目镜 只会放大大气的变形效果，产生一个没用的“沸腾”的图象。 望远镜和照相机一样都有 f 值，望远镜的焦距是光从主镜到目镜的距离。望远镜的焦比是焦距除以其口径。 例如望远镜的口径是 100 毫米，焦距是 800 毫米，其焦比为 f/8。焦距不是关键因素，但它决定了望远镜 最适合观测的目标。例如，喜欢观测星云、星系等深空天体的人爱用 f/4 至 f/6 的望远镜，而其他喜欢观 测月亮和行星的人爱用 f/7 或更高的望远镜。 4、安装 小折射望远镜的最简单的安装方式是地平式，望远镜可以在水平方向和垂直方向上运动。为把天体目 标保持在视野里，必须同时在两个方向移动。 大一些的望远镜都配备赤道装置。它安装时要仔细一些，需要把极轴指向北天极，就在北极星附近。 赤道装置价格贵一些，但也有其优点，为克服地球自转而把目标保持在视场中，只须将望远镜绕极轴一个 方向旋转就行了。 近几年道布森装置越来越流行了。它造价低，易搬运，可作为赤道装置的替代品。它是变了形的地平 装置，对低倍数、大视野的反射望远镜来说跟踪并不十分重要，道布森装置尤其适合。 百货公司和邮购商经常会提供非常不稳定的、简陋的桌面三脚架。没有任何理由去买一个摇晃的三脚 架，用它你无法仔细看任何东西，尤其是在有风的时候。还要记住舒适和易用是至关重要的，如果不得不 跪下来伸长脖子看，那你肯定不会喜欢用它。 大部分小折射望远镜都有减速装置，通常是配备有韧性把手的齿轮连到轴上。这样通过旋转手柄就能 跟踪目标。但要注意如果减速装置不灵活的话，反而会带来麻烦。较昂贵的跟踪装置配有电机，跟踪目标 很轻松，这一点在观测行星时是非常有用的。 5、目镜 目镜是需要购买的最重要的附件。不管主镜的质量有多好，如果目镜的光学质量不行，那望远镜的性 能会大大降低。 目镜是可更换的，根据不同的焦距产生不同的放大倍率。目镜上标有数字，例如 25mm，这表示了它 的焦距。焦距越大，放大率越低，但（通常是）视野越宽阔。低倍率最适合于观测昏暗的、弥散的目标， 例如彗星、星云和星系，而高倍率最适合于观测月球、行星和双星。 望远镜的放大倍数等于主镜的焦距除以目镜的焦距。因此同一个目镜在主镜焦距长的望远镜上能提供 更大的放大倍数。 天文爱好者可以接受的最便宜的目镜是凯尔涅（Kellner）目镜，它的可用视场可达 45 度。厄尔弗目 镜（Elfer）和阿尔无畸变目镜（Orthoscopic）价格贵一些，但光学质量较好。（译者注：冉斯登目镜价 格更便宜，在低价位的望远镜中很常见；双对称目镜，也叫普罗素目镜是比较容易购买到的、性能很不错 的目镜，关于目镜的详细介绍，可以参见天文爱好者2000 年第 2、3 期的文章。） 人们第一次通过天文望远镜观察物体时，常常奇怪于图象时上下颠倒的。其实这是望远镜的基本特性， 用于白天观察的望远镜都加了附加的透镜或正像棱镜。对于天体目标来说正像反像没有多大差别，因此天 文学家已经习惯于这种上下颠倒的图象了。 一些小折射望远镜还提供天顶棱镜，使图象上下正确，但左右仍是反的，观察月亮和行星时要记住这 一点。 如果你是将望远镜通过窗户向外看，那象质不好可别认为是目镜的问题，室内外的的温差会引起空气的湍 流，这会使星光变形。 6、寻星镜 望远镜的主镜筒上应配有小一点的寻星镜。寻星镜是一个低倍数的望远镜，用来使主镜找到观察的目标。 典型的寻星镜放大率 6 倍，口径 30 毫米，记位 6*30。便宜的器材通常配有 5*24 的寻星镜，这些寻星镜 都加了光阑，使有效口径减小到 10 毫米。这种寻星镜除了能找到最亮的目标，别的什么也找不到。 7、检验你的望远镜 有几种简单的方法检验望远镜的质量。判断支架的稳定性，可以轻敲镜筒，图象的晃动应在 3-5 秒内 停下来。通过在三脚架下悬挂重物，可以减小震动，提高稳定性。 检验望远镜光学质量的唯一方法就是观察一颗恒星。这必须在能见度非常好的夜晚，等望远镜达到户 外空气的温度（一般需要一个小时）后再进行。 使用最大可用的放大率，检验一颗中等亮度的恒星的图象质量。调焦非常好时，星象应是一个点，或 是一个非常小的圆面，周围有一些很暗的圆环。但在能见度差的时候，即使用质量好的望远镜也达不到这 一点。 把图象在焦点的两边散焦，他都应变成亮的圆面。当然如果是反射望远镜还会看到副镜的影子。如果图象 不能很好地调焦，在焦点的两边看起来都是一条小短线，那这架望远镜的光学质量就有毛病，这称为像散。 8、双筒镜-初次购镜的理想选择 有许多宇宙中的美景，例如银河繁星，昴星团和毕星团，神秘的彗星，它们只能在低倍率、大视场的 双筒镜中才能真正很好地欣赏。双筒镜紧凑、简单，是最便于携带、易于使用的设备。 双筒镜上一般都标有数字，例如 8*40，7*50，10*50。第一个数字是放大率，第二个数字是以毫米表 示的主镜口径。一般的观测用 7*50 或 10*50 的双筒镜都行。如果觉得 50 毫米口径的镜子太重，也可以选 用 40 或 30 毫米的。 除非有特殊用途，不要使用 12 倍以上的双筒镜，因为它很难拿稳。变倍的双筒镜也不要用，因为它 们通常视场狭窄，光学质量也不好。好的双筒镜在镜片表面都镀有彩色的增透膜，这跟无反射眼睛上的膜 一样，可以增加光的透射率，增大图象的亮度。 有一些邮购的双筒镜为节约成本而使用了太小的棱镜，这严重影响了视场。从主镜一端往里看，可以看见 光路中的一些圆圈。如果圆圈不完整或是矩形的，表明有一部分光线损失了。有一些便宜的双筒镜甚至在 镜筒中做了凸起部分，好象里面有棱镜，而实际上没有。它们使用的是单透镜，并且光路是直的，放大率 和视场都非常有限。 9、最好的望远镜是 什么是最好的望远镜？最简单的答案是：它应该是你会最经常使用的望远镜。易于安装，使用简单， 便于携带，这些都是应该考虑的问题。除非确实证明你能出去并能找到平整的观测场地，否则不要急于更 换更大的设备。而且，可以与你附近的天文社团联系，他们在选择和使用仪器方面会给你提出建议。 10、安全忠告 很多望远镜都带有目镜虑镜。它们可以使月亮、太阳和亮行星的光变得柔和。但不幸的是这些虑镜有 许多质量不好，而且太阳虑镜尤其可能带来危险。在汇聚的太阳光的加热作用下，它们很容易炸裂（译者 注：本人也犯过类似的错误，很危险），而这是绝对应该避免的。没有衰减的太阳光会在瞬间造成永久的 失明。观测太阳的唯一安全方法是将它投影到一块白板上。即使有虑镜，也绝不要直接通过主镜或寻星镜 观察太阳。 反射望远镜如何调光轴 很多爱好者在使用反射式望远镜，特别是近年来越来越多的爱好者开始使用大口径、短焦距的抛物面牛顿 式反射望远镜。说到望远镜的光学性能，人们比较关心的是主镜的口径及表面精度，而对于是否将反射镜 的整个光学系统调整到最佳状态，似乎并没有给予足够的重视。很多同好都不知道如何让调试自己的光轴， 特地在网上找了些文章，给大家分享下。 反射望远镜光轴校准的重要性反射望远镜光轴校准的重要性 如果你拥有了一架反射望远镜，并且主镜是短焦距抛物面的，当你满怀希望投入观测，却发现像质平平， 甚至恒星都不能聚成一个点，一定会非常失望。这个时候先别急着换镜子，你拥有的可能是一架很不错的 望远镜，问题仅仅出在镜片装配上。经过对望远镜光轴的重新调整，望远镜里展现出的可能是完全不同的 景象。 抛物面反射镜的成像有个特点：在光轴上成像很完美，几乎没有像差，但偏离光轴就会有明显的彗差（星 点带了小尾巴）。在光轴上，使用一般视场的目镜，视场中心的星点是很锐利的，实际上视场边缘的像差 也不易察觉。而如果在光轴外，整个视场中的星点可能都不实，而且离光轴越远这种现象越严重。 怎样才算调好光轴了？怎样才算调好光轴了？ 反射镜的光学系统中有两个光轴：物镜光轴和目镜光轴。主镜（物镜）光轴平行于主镜筒的轴线，经过副 镜（小平面镜）；目镜光轴垂直于主镜筒轴线，也经过副镜。当两个光轴都经过副镜上的同一点，且被副 镜反射后两条轴线完全重合，也就是成了一个光轴，那么光轴就算调好了。 在缺乏检验仪器时，可以通过实际观测来判断光轴是否调好。找一个空气质量好的晴朗的晚上，用望远镜 的最高倍率（用毫米表示的主镜的直径数）看一颗恒星（如果没有赤道仪则可以看北极星）。把星点放在 目镜视场中心（以减少目镜带来的像差），仔细调整焦距，从焦点外调到焦点，然后调到焦点内。如果光 轴调整的很好，可以看到如下图所示的从左到右一系列图象（图中的圆环是光的衍射引起的，散焦后实际 上还会看到副镜及其支架的影子，图中没有画出）。 在焦点上星像是否凝结得很实、很细、很锐利，散焦后衍射环是否是同心圆，这些都反映了望远镜的像质。 如果散焦后可以看到几圈衍射环，但不象上图中那样完美，四周均匀地带有一些“毛刺”，这说明反射镜 面的精度稍差，但光轴调整的还是好的。如果散焦后星点变成了一个小的扇形，而且在目镜视场中移动星 象，扇形的发散方向不变，这说明望远镜的光轴需要调整了。 光轴调整步骤及辅助工具光轴调整步骤及辅助工具 光轴调整可按如下步骤进行： 调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒轴线 调节副镜，使之位于主镜筒轴线上 调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方 调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心 调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合 以上只是调光轴的大致方法，具体操作的过程中会有一些问题，有时很难控制精确度。这里首先介绍几个 辅助工具： 带双十字线的窥管：带双十字线的窥管： 管的外直径同目镜接口直径，管的一端加盖，盖的正中心挖 2mm 直径的圆孔，管的另一端用白色棉线对称 地拉上双十字线，两线间距 34mm。管长用如下方法确定：从目镜调焦筒中放入窥管（窥孔在外），窥 孔一端与目镜调焦筒外端口平齐，双十字线一端大约距副镜 2030mm 即可。 做窥管的材料不限（如果你使用的是 31.7mm 目镜接口，可以考虑用柯达胶卷的黑色包装盒来制作做）， 关键是插入目镜调焦筒后要稳固，不能晃动太大。双十字线要拉正，相交处的小正方形与窥孔的连线应该 是目镜调焦筒的轴线。 主镜中心定位点主镜中心定位点 剪一片直径 5mm 的黑纸，用两面胶准确地粘在物镜的正中心。（因为主镜的中心区域并不参与成像，所以 这个黑点不会有负面影响） 主镜筒开口处十字线主镜筒开口处十字线 在主镜筒开口处用粗线拉十字线，要求两线相互垂直，交点过主镜筒轴线。（在主镜开口处拉上十字线可 能会影响对副镜的操作，所以最好标记出十字线与镜筒的四个交点的位置，觉得十字线碍事时可以先把它 拆下来，必要时再重新拉上。） 这三个工具制作并不复杂，但你很快会发现它们很有用。借助它们，现在我们可以开始一步一步地调整望 远镜光轴了。 0.预调主镜指向 取下副镜，调节主镜后面的螺栓，直到从镜筒开口前看过去，十字线交点、物镜中心黑点、十字线交点在 物镜中所成的像三者成一条直线时，表明主镜指向基本正确。（下面专门有一步是调主镜的，预先加这一 步操作可以使下面的操作更容易。） 调节目镜调焦筒，使之垂直于主镜筒 将窥管装入目镜调焦筒中，从窥孔中观察，可以看到从窥孔到双十字线的连线（实际就是目镜调焦筒轴线） 再延长，会与主镜筒壁交于某一点，标记出这一点，用尺子测量其位置，再参考目镜调焦筒在镜筒的位置， 我们就可以判断出目镜调焦筒是否与主镜筒垂直。 调节副镜，使之位于主镜筒轴线上 取下窥管，装上副镜，大致调节副镜指向，使眼睛从目镜调焦筒中可以看到经副镜反射所成的主镜的像， 同时也应该可以看到副镜和主镜筒开口处的十字线经两次反射后所成的像。从这些像中我们可以看出副镜 和十字线的相对位置，如果副镜的圆心和十字线交点重合，说明副镜位于主镜筒轴线上，否则就需要做相 应的调节。 调节副镜，使之位于目镜调焦筒正下方 从目镜调焦筒方向看进去，副镜显然已经位于调焦筒的下方，但经过这样看精度无法保证。此时，装入窥 管，眼睛从窥孔看到的，最外圈是窥管的内壁（双十字线现在不起作用，可以不管），中间是副镜。副镜 的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓如果是同心圆，说明满足要求，否则要在主镜轴线方向调节副镜。（如果因 窥孔太小、光线太暗而看不清楚，可以在与窥管正对的主镜筒内壁垫上一张白纸；如果窥管太细，看不到 副镜的外圆轮廓，可以把窥管往外抽或缩短其长度。） 调节副镜指向，使目镜光轴经副镜反射后指向主镜中心 在上一步的基础上，一面用眼睛从窥孔中观察，一面调节副镜指向，直到主镜在副镜中所成的像的外圆轮 廓、副镜的外圆轮廓二者同心。 调节主镜指向，使其光轴与目镜光轴重合 用手电筒照亮窥管的双十字线，眼睛从窥孔看进去，可以看到双十字线、主镜的中心点所成的像以及双十 字线经两次反射所成的像。调节主镜背后的螺栓，使上述三者同心。 至此，反射镜光轴调节完毕。下面给出从窥孔中所能看到的图象，以供参考。 上述各个调节步骤中，根据副镜支架的不同设计，下一步操作会对前一步的结果带来或多或少的影响，所 以必要时可以返回前面的操作，可能要有几次反复，最后才能得到满意的结果。第一次调节会费一些工夫， 一旦调好后，只要副镜支架稳固，以后的工作就轻松得多，即使为了运输而将主镜重装，一般只需调节主 镜后的螺栓就行了，借助于窥管，可以很快将望远镜调整至最佳状态。 补充说明 一般认为光轴与副镜的交点在副镜的中心。在长焦距的望远镜中可以认为如此，但在大口径、短焦距的牛 顿式反射望远镜中，副镜的尺寸也较大，副镜长边的两端到目镜的距离已经不能再近似认为是一样的了， 请看下面的示意图： 光轴相交于副镜的 B 点，而不是副镜中心所在的 A 点。这相当于副镜从中心位置向主镜方向和远离目镜的 方向都有一个位移。这两个方向的位移量可以用如下公式计算： 位移量=副镜短边长/（4*主镜焦比） 例如我的望远镜副镜短边长 35mm，主镜焦比为 5，则两个方向的位移量都是 1.75mm。 如果有此类短焦距的望远镜，需要把这种情况考虑进去。计算出位移量，在上述第 2 步调节中，应让副镜 稍稍远离目镜方向；在第 3 步调节中，当我们看到副镜的外圆轮廓和窥管的内壁轮廓是同心圆时，实际上 副镜已经向主镜方向有了位移，不需再额外做调节了。 天文望远镜的脚架台 望远镜的架台一般可分为地平式 支架和赤道式支架二大类。 一、地平式支架 地平式 支架是望远镜架台中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴系，一根 在铅垂方向，叫垂直轴，也即是方位轴，另一根位于水平面内，叫水平轴，也即是高度轴。高 度一般有 090。度盘，而方位则往往有 0360。度盘。如果跟踪天体周日运动（天体的方 位与高度都随时在变化），必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。 因此，在普及望远镜中地平式装置多不采用，仅在以下情况下采用： 第一种情况是观测彗星及人造卫星的专用望远镜。为了方便地目视搜寻彗星，彗星搜寻者 习惯于使用地平式装置，有的甚至将观测椅和寻彗镜设计成一体以减少观测者的疲劳。在专业 或业余拦截观测人造卫星的仪器中，由于人造卫星运动速度快而大部分采用地平式装置。其中 为全国各人造卫星观测站配备的广角望远镜和人卫打印经纬仪都采用地平式装置。此外一些流 星雨观测者，也有将流星雨的拍摄装置设计成地平式的。 第二种情况是为了降低成本，也为了能兼顾地面观测方便而设计成地平式。此类往往用于 价廉的天文望远镜，特别是采用一些木制脚架。爱好者自制望远镜时，为了方便制作而大都采 用地平式，且高度及方位二根轴往往仅能手动。 地平式望远镜的优点是结构简单，基架稳定，圆顶随动控制较易，且价格也在同等口径时 较低。随着电子计算机的普及，地平坐标与赤道坐标换算的软件精度越来越高，因此，地平式 装置日益被天文工作者所接受。大型望远镜中也有采用。 二、赤道式支架 赤道式 支架有二根互相垂直的轴系，一根轴和地球自转轴平行，也即它和地平面的交角等 于当地的地理纬度。此轴是“赤经轴“或称“极轴“。它是跟踪轴，望远镜在跟踪天体周日运动时， 回绕其转动。对于普及型天文望远镜中，往往设计有电动跟踪装置，此跟踪轴的转速是 24h 一 转，也即 150/h，或 15/min。另一根轴叫“赤纬轴“。对于某一特定天体观测，望远镜可同时旋 转赤经和赤纬两根轴系，而对于恒星等天体观测，往往只要赤经轴跟踪即可（赤纬仅在找星时 旋转）。因此，在普及型望远镜中，很多将赤纬轴转动设计成手动的。由于跟踪天体仅要赤经 轴以相同的方向和速度旋转，十分方便。这也就是在普及型天文望远镜中，绝大部分采用赤道 式装置的原因。 赤道式 支架有德国式、英国式、摇篮式、马蹄式及叉式等许多种。在普及望远镜中，对于 赤道式装置，应用最多的是德国式与叉式。 1、德国式赤道仪 德国式装置是在普及型天文望远镜中应用最广泛，也是在赤道式装置中最早被采用的型式。 它外形美观，结构稳定，而且没有观测盲区它使用方便，可加接不同的附属设备而较易调整赤 经和赤纬平衡，因而它往往被采用于镜筒较长的折射望远镜及牛顿式望远镜中，也用于其它反 射或折反射望远镜中。它既用于固定式望远镜，也用于便携式望远镜。但由于“平衡座“给安装 和携带增加了一定的困难，限制了它在便携式望远镜中的应用。 2、叉式赤道仪 叉式装置也叫“美国式装置“。始用于 19 世纪。它的极轴上端连接一个叉形架，而赤纬轴系 连接在叉架上。它不需要平衡锤，结构紧凑，对称性好，在镜筒不长的折反射望远镜中多采用 这种装置。对于便携式望远镜，轻便、稳定的优点特别明显。但它不易调平衡，不易换接不同 的接收器，更不能随意换镜筒，再加上有观测盲区而在镜筒较长的望远镜中不宜采用。 赤道仪的使用方法 追踪因日周运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪 方便得多。只要明白了使用的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚 间的星空, 以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。 在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就 能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作 业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。 赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的, 以及附装极轴马达追踪式两 种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便, 但须连续手动以便继续追踪, 如果 预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全 体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就 会很圆滑,使用起来很平稳。 近年生产商在高级的赤道仪加进了 GOTO 功能，使用者可以指令望远镜自动指 向观察目标。但耗电量大，野外观星时要携带大型蓄电池。 赤道仪的种类有很多。业余天文爱好者最常用的赤道仪有两种：分别是德 国式及叉式赤道仪。德国式赤道仪适合折射、反射及折反射望远镜。而叉式赤 道仪一般配合折反射望远镜使用。叉式赤道仪比德国式优胜的是不须要平衡锤， 减轻仪器重量，方便野外观星。但是业余级数的叉式赤道仪稳定性不及德国式 赤道仪。博冠系列望远镜用的赤道仪是德国式的赤道仪(如图)。 那我们就主要讲讲德国式赤道仪的使用方法吧！ (一一) 赤道仪简介赤道仪简介 肉眼可见的天体,用寻星镜就可对准,赤道仪之作微调跟踪之用。而深空天体 就必须利用赤道仪的时角、赤纬度盘才能找到。 赤道仪有三个轴： 1 地平轴。垂直于地平面，下端与三脚架台连接，上端与极轴连接，有地 平高度刻度盘。绕地平轴旋转可调整望远镜的地平方位角。 2 极轴。一端与地平轴相连，上下扳动极轴可调整地平高度角。另一端与 赤纬轴成 90 角连接，装有时角度盘，用于望远镜指向的时角（赤经）调整。 3 赤纬轴。与极轴成 90 相连，上端与主镜筒成 90 相连，以保证镜筒与 极轴平行。下端连接平衡锤，装有赤纬度盘，用于望远镜指向的赤纬度调整。 （二）对准、观测深空暗天体（二）对准、观测深空暗天体 第一步：极轴调整。使望远镜极轴和地球自转轴平行，指向北天极。 1 主镜与赤道仪、三角架连接好，把有“N”标志的一条腿摆在正北方。调 整三角架高度，使三角架台水平。 2 松开极轴（赤经轴）制紧螺钉，把主镜旋转到左边或右边。松开平衡锤 制紧螺钉,移动平衡锤,使望远镜与锤平衡。把望远镜旋回上方，制紧螺钉。 3 松开地平制紧螺钉，转动赤道仪，使极轴（望远镜）指向北方（指南针 定向），制紧螺钉。 4 松开极轴与地平轴连接制紧螺钉，上下扳动极轴，使指针对准观测地点 的地理纬度（例：济南地理纬度为+36.6,即北纬+36.6）,制紧螺钉。 5 松开赤纬轴制紧螺钉，转动望远镜使其与极轴平行（亦即与当地经线圈 平行），制紧螺钉。 6 从望远镜（或调好光轴的寻星镜）中观看北极星是否在视场中央，如有 偏差，则需对极轴的地平方位角，地平高度角作精细调整，直至北极星在视场 中央不再移动。 7 拧动时角刻度盘，零时（0h）对准指针；拧动赤纬刻度盘，90 对准指针 （有的在出厂时已经固定好 90 或 0）。 至此，您的望远镜就与地球自转轴、观测点子午面完全平行。任凭地球转 动，望远镜始终都对着北极星。 特别提示：极轴调整好后，三脚架、极轴方位角、高度角都不能有丝毫移 动，否则要重新调整。北天极与北极星不完全重合，而是向小熊座 星偏 1。 第二步：计算出观测点观测时刻的地方恒星时。 例：计算 2002 年 5 月 1 日北京时间 19 时的济南地方恒星时。 1 从当年天文年历（北京天文馆每年出版一本）中查出 2002 年 5 月 1 日世 界时 0h 格林尼治地方恒星时为：14h35m00s。 2 从相关资料中查出济南（观测点）地理经度为东经 117，化为时角为 7h48m00s（15=1h，1=4m，1=4s）。 3 用下面公式计算 s=S+（m 北-8h+）+(m 北-8h)*0.002738 式中 s 地方恒星时，在观测点所测定的春分点 的时角 S 世界时 0h 格林尼治地方恒星时 m 北 北京地方平时 观测点的地理经度（时角） 8h 北京时间是东八时区标准区时 0.002738 换算系数（1/365.2422） 将已知数据代入公式 S=14h35m00s+(19h00m00s-8h+7h48m00s)+(19h00m00s-8h)*0.002738 =14h35m00s+18h48m00s+00h1m48s =33h24m48s 因为结果大于 24h，所以要把其中的 24h 化为一天，减去 24h。S=43h25m13s-24h=19h25m13s 答：2002 年 5 月 1 日北京时间 19h00m00s 时的济南地方恒星时是 5 月 2 日 09h24m48s。 第三步：计算被观测天体观测时刻的时角（第三步：计算被观测天体观测时刻的时角（t）。）。 t：以本地子午圈为起点，由东向西将整个圆周分为 24 小时（每小时等于 15）。 例：狮子座内的 m65（河外星系）。 1 查出该天体在天球上的坐标为： 赤经 =11h18m00s；赤纬 =1313。 赤经 ：天体在天球上的经度，以通过春分点 的经纬为 0 点，由西向东将 圆周分为 24 小时。 赤纬 ：天体在天球上的纬度，以天赤道为 0，向北正向南负，各分 90。 2 用公式计算 t=s- t=09h24m48s-11h18m00s= -1h53m12s 第四步：操作望远镜对准天体。 1 松开赤纬轴制紧螺钉，旋转主镜，先对准天赤道（赤纬度盘 0），然 后向北旋转 =1313，对准赤纬度盘指针，制紧螺钉。 2 松开极轴制紧螺钉，绕极轴向东（时角 t 为负）旋转望远镜，将 m65 的时 角-1h53m12s 对准时角刻度盘指针，制紧螺钉。 3 先用低倍镜观测 m65，如不在市场中央，可用赤经赤纬微调手轮将天体调 整到视场中央。由于地球转动，目标会渐渐移出视场，要不断用微调手轮跟踪。 若为自动跟踪赤道仪，打开电门即可。 特别提示：第二天再观测该天体时，因地球公转，该天体的时角将增加 3m56s，变为-1h49m16s。 望远镜的保养和维护 1.擦拭透镜时,用附带的绒布或其他柔软、洁净的布(纸). 最好的用专业的麂皮。 2.清除残留的脏点或污迹时，可滴上一、二滴酒精. 不可以用水擦拭。 3.把望远镜保存在干燥的环境中. 4.不要试图清擦望远镜内部或拆卸望远镜. 拆卸之时最好有专业人士在旁。本店长期维修望远 镜，天文望远镜，如有客户维修不了的，可以来本店维修。本店售出产品均免费维修。 5.不要用望远镜直接观察太阳. （那会刺伤你的眼睛） 6.不要对望远镜重摔、重压或其他剧烈动作.（那样容易导致重影或者镜片损坏。） 天文望远镜结构分析详解 伽利略亲手制作的望远镜 伽利略伽利莱（Galileo Galilei，1564 年 2 月 15 日1642 年 1 月 8 日），意大利比萨人。物理学家和 天文学家，近代实验科学的奠基者之一与科学革命的先驱。他最早使用望远镜观测天体来支持哥白尼的日 心说。他通过理论分析与实验推翻了被奉为圭臬的亚里士多德的力学体系并建立了近代力学。他工作中体 现出的“实验模型”思维方法成为至今实验科学研究的基石。为了纪念伽利略的功绩，后人把木卫一、 木卫二、木卫三和木卫四称为伽利略卫星。1608 年 6 月的一天，伽利略听说一个荷兰人把一片凸镜和一 片凹镜放在一起，做了一个玩具，可以把看见的东西放大。这引起他的浓厚兴趣，并亲自动手做了一个， 可以将原物体放大 3 倍。伽利略没有满足，经过不断改进，最后终于制成了可以放大物体 32 倍的望远镜。 伽利略随后把望远镜对准天空进行观测，结束了人们用肉眼观星的历史，因此伽利略被认为是“望远镜天 文学”之父。 46 岁的艾萨克牛顿爵士，戈弗雷内勒作于 1689 年 牛顿 1672 年使用的 6 英寸反射式望远镜复制品，为皇家学会所拥有。 牛顿式反射望远镜是英国天文学家伊萨克牛顿（1643-1727）发明的反射望远镜，主镜使用抛物面镜，第 二反射镜是平面的对角反射镜。 优点： * 与其他形式望远镜比较，无论口径大小，在品质相当的情况下，牛顿式总是比较便宜。 * 由于光线无须穿透物镜（他只从镜子的表面反射），所以不需要特别的玻璃，材料只需要能掌握住正确 的形状。 * 因为只需要处理一个表面（折射镜通常需要处理四个表面）， 因此非常适合非专业人士自制属于个人 的样式。 * 短的焦比可以更容易的获得较大的视野。 * 长焦距的牛顿式望远镜可以获得卓越的行星外观。 * 没有折光器造成的色差。 * 目镜的位置在望远镜统前端，与短焦比结合可以使用短而紧凑的架台系统，减少费用和增加便利性。 缺点 * 容易产生彗形像差，造成影样偏离轴心扩散的变形现象。这种扩散在光轴上为零，随着镜子的视域呈线 性的增加，也与焦距除以口径的商（焦比）的平方反比来扩散。彗形像差的型式通常是 3/16F ，此处 的 是轴到图像的弧度角度，F 是焦比。通常在焦比大于 f/6 的系统，彗形像差已经可以忽略掉， 不会影响目视或摄影的结果。焦比小于 f/4 的系统，虽然不能忽视彗形像差，但可以借由广视野和低倍率 成像来避免。商业用的透镜也可以用在修正牛顿主镜的彗形像差上，让影像恢复原有的明锐。 * 第二反射镜在光路的中间，会遮蔽掉部分的光线，支撑结构还会造成衍射形成所谓的蜘蛛网，并且降低 对比。使用二或三支脚的支撑可以减少视觉上的蜘蛛网。减少衍射的肩峰值强度更可以以四的因次有效的 增强对比，但圆形的蜘蛛网通常是因支撑不稳，而由风造成摆动形成的惩罚。虽然四只脚的支撑能比三只 脚更有效的消除蜘蛛网，但三支脚造成的蜘蛛网会给人一种审美上的良好观感。 * 可携式牛顿式的校准是个问题。主镜和次镜的准直性会因为运输和操作时的震动而偏离，这意味着望远 镜可能在每次使用前都需要校准。其他型式的设计，像折光镜和折反射镜（尤其是马克苏托夫盖塞格林式） ，准直性都已经固定住了。 公理世界 2009 年 6 月 20 日, 21:24 卡塞格林反射镜(通常称为传统的“卡塞格林反射镜“)以抛物面镜作主镜，第二反射镜是双曲面镜，将光线 反射回后方，并穿过主镜中心的洞孔，这种摺叠光学的设计缩短了镜筒的长度。在小型的望远镜上，第二 反射镜会安置在光学的平面镜上。这是在前端用来封闭镜筒的光学玻璃，可以有效的消除使用支撑架产生 衍射星芒的现象。封闭的镜桶可以保持干净，主镜也得到了保护，代价是损失了一些集光力。 葛利格里式反射镜是詹姆斯葛利格里发明的，第二反射镜也使用凹面镜，不是凸面镜，因此产生的是正 立的影像，很适合用于地面上的观测。此种设计已经失宠而少被采用，只有少数的运动型望远镜还在使用 这种设计。 内史密斯/库德的光路图。 内史密斯式望远镜的设计与卡塞格林式相似，只是主镜上无需穿洞，取代的是用第三反射镜将光线反射到 侧面 在内史密斯式上再增加光学元件，将光线导出(通常利用赤纬轴)至固定的焦点，称为库德焦点，当望远镜 转动时观测者不必随着移动观测位置。这种设计经常使用在大型的望远镜上，特别是需要使用较重的观测 设备的，可以很方便的运用。 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。 一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。 维也纳大学天文台的 68 厘米折射镜。 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。 加州奥克兰塞波特天文和科学中心天文台的 8 英吋折射镜。 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。)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量 被观测的两个物体之间角距离的大小)。 加州奥克兰塞波特天文和科学中心天文台的 20 英吋折射镜。 消色差的折射镜是在 1733 年由一位英国律师切斯特穆尔霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的 约翰 Dollond。这项设计使用两片玻璃(有不同色散度的“冕牌玻璃“和“火石玻璃“)做物镜，降低了色差和 球面像差。两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起。消色差透镜可以让两种不同波长(通常是 红色和蓝色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。 法国 尼斯天文台的 76 厘米 折射镜。 高度消色差折射镜使用特别的材料，特别低色散度的材料，来制造物镜。他的设计能让三种不同的颜色 (通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同的焦平面上，颜色的残差错误(二级光谱)比消色差透镜少了一个数 量级。这种望远镜的主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜，产生非常清晰没有色差的影像。这种望远镜 在业余天文望远镜的市场中是非常高价值的产品。高度消色差折光镜的口径已经可以做到 553 毫米的直径， 但多数仍在 80152 毫米之间。 一架 150mm 口径的 折反射望远镜(马克苏托夫式) 反射折射这个名词在光学系统中的意思就是既有透镜也有面镜的系统。反射折射的光学系统常用在望远镜 和照相机使用的质轻、长焦透镜。 通常的设计是利用特殊形状的透镜来修正反射镜的像差。反射式望远 镜镜系统的物镜虽然没有色差，但球面反射镜存在球面像差，而且焦距越长的球面反射镜对加工精度要求 越高。非球面的抛物面反射镜虽然在光轴中心不存在像差，但在光轴以外存在球差和彗差，而且加工难度 大，成本也高。折反射式望远镜就是针对反射式系统的这些缺点，而试图利用透镜折射系统的优点来补偿。 目前世界上常见的折反射式望远镜类型有两种，施密特式和马克苏托夫式。 施密特-卡塞格林望远镜的光路图。马克苏托夫-卡塞格林式的光路图。 折反射望远镜光路图 折反射式望远镜的设计结合了形状特别的面镜和透镜，允许非常快速的焦比(当使用主焦点时)，并且有效 抑制了彗形像差和散像性(astigmatism)。 望远镜制造者基于下列的任何一个或所有的原因，会使用反射折射的设计： * 她们使用更加容易制造的球面。 * 当配置长焦距的卡格林式装置时，需要摺叠光路以收纳入较小的包装内。 * 反射折射的设计能降低维护成本和提高坚固性，因为一些或所有的元件都能被固定和校准(准直)妥当。 * 配合可以移动的主镜和允许有大移动量的卡塞格林焦平面，以装载照相机和 CCD。 * 修正板并封闭镜筒以隔绝尘埃和沙土，也可以拦阻镜筒内部的气流，进而增加影像的稳定性。 这种设计的缺点是次镜(第二反射镜)会阻拦部分进入镜筒的光线。 安装在 Yashica FX-3 上的 500mm 折反射镜头。 摄影的反射折射镜头在设计上类似天文用的，使用的原因也相同(修改以容纳摄影新增的用途)。为了避免 折射反射“面镜透镜“因内外的温差导致内部的气流扰动，内部的空间充满了玻璃(也称为“固化“)。 物镜是使用在显微镜、望远镜、照相机或其他的光学仪器前端，第一个接收到被观测物体光线的透镜或面 镜。物镜也称为接物镜或接物玻璃。 显微镜物镜的典型设计是等焦距的，这意味着当你将样品由一个物镜换至另一个物镜时，样品的位置仍然 会在新物镜的焦点上。显微镜的物镜有两个参数，即放大率和焦比。前者典型的范围从 5 X 至 100 X； 后者从 0.14 至 0.7，相当于焦距从 40mm 至 2mm。对于更高倍数的应用，必须使用油浸物镜。这种物镜经 过特别的设计，使用时必须浸没在折射率匹配的油脂（一种折射率相符合的材料）内。 摄影用的变焦镜有些也是等焦距，所以也能变更放大率而无须重新调整焦距。 望远镜的物镜有各种不同的设计，请参考光学望远镜。 一个 点光源 在负球面像差(上) 、无球面像差(中)、和正球面像差(下)的系统中的成像情形。左面的影 相是在焦点内成像，右边是在焦点外的成像。 在光学中，球面像差是发生在经过透镜折射或面镜反射的光线，接近中心与靠近边缘的光线不能将影像聚 集在一个点上的现象。这在望远镜和其他的光学仪器上都是一个缺点，这是因为透镜和面镜是球面的形状， 不能聚焦在一个点上造成的。这是一个重要的特性，但是因为球面镜比非球面镜容易制造，所以绝大部分 的镜子都是球面镜。 这种作用与镜面直径的四次方成正比，与焦长的三次方成反比，所以他在低焦比的镜子，也就是所谓的 “快镜”上就比较明显。 对使用球面镜的小望远镜，当焦比低于 f/10 时，来自远处的点光源（例如恒星）就不能聚集在一个点上。 特别是来自镜面边缘的光线比来自镜面中心的光线更不易聚焦，这造成影像因为球面像差的存在而不能很 尖锐的成象。所以焦比低于 f/10 的望远镜通常都使用非球面镜或加上修正镜。 在透镜系统中，可以使用凸透镜和凹透镜的组合来减少球面像差，就如同使用非球面透镜一样。 经由简单的设计，你可计算得出最小的球面像差。例如，在单透镜的设计中，使用球面镜，将物体的距离 设为 o，成像的距离为 i，透镜的折射率为 n 时，可以调整透镜两边的曲率半径，将球面像差仅可能的减 小。R1 和 R2 是透镜前面和后面的曲率半径，则 . 来自球面镜的球面像差 球面像差。一个理想的镜面(顶端)，能经所有入射的光线汇聚在光轴上的一个点，但一个真实的镜面(底 端)会有球面像差：靠近光轴的光线会比离光轴较远的光线较为紧密的汇聚在一个点上，因此光线不能汇 聚在一个理想的焦点上(图较为夸张)。 平行光束通过透镜后聚焦像的纵切面，上：负球面像差，中：无球面像差，下：正球面像差。镜子位于图 的左侧。 天文望远镜的目镜、寻星镜和导星镜 天文望远镜的目镜天文望远镜的目镜 当人们了解了天文望远镜的基本光学性能以后，有人往往只注意物镜，而忽视了做为望远镜终端设备之一 的目镜。其结果常常使再好的望远镜也不能充分发挥应有的本领，只能望天兴叹。 天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大，这对于观测有视面的天体和近距双星是 十分重要的；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有： 惠更斯目镜，用字母 H 表示，MH 或 HM 表示惠更斯目镜的改进型，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测。 冉斯登目镜，以字母 R 表示，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测。凯 尔纳目镜，以字母 K 表示，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜，视场大，常用 在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体。斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜， 希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。 一架天文望远镜应备有多种目镜，这样才能便于不同的观测，也才能最大限度地发。挥它应有的作用。曾 见到这样一个情况：某部门从国外订购一架较好的天文望远镜，但是只有两个目镜。可是说明书中介绍它 有多种目镜。为什么只有两个呢?卖方说，买方订货时设写明。这是一个教训。因此，订购天文望远镜时， 事前一定要充分做好调研，有完整可靠的信息，有比较内行的人把关，认真审核好订货程序才行。 寻星镜寻星镜和导星镜和导星镜 天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要 有助手，这就是寻星镜或导星镜。 为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股 都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的 口径一般在 510 厘米左右，视场在 3050 左右，放大率在 720 倍左右，焦平面处装有供定标用的分 划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到，视场中央。这时，该天体自然也就在主镜 视场中央 主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望起镜，它就 叫导星镜。天文普及用的望远镜也就用导星镜代替了导星镜.望远镜的装置与跟踪一架理想的天文望远镜 不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。比如说，镜筒如何架起来呢?为了能观测 到地平上任意天体，根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的装置分为两大类：地平装置和赤道装 置。在地平装置中，镜的是天体的地平经度，沿水平轴变化时，表示的是天体的地平纬度。由于天球的周 日视运动，天体在地平坐标中，两个量都随时而变，表示的只是瞬时位置。因此，一般说来，地平装置不 便于做较长时间的连续观测。 赤道装置就解决了这个问题。它的一条轴和天轴平行，叫极轴。另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒 绕极轴旋转时，这是对角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是 常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极助运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的 基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每 4 分钟 10 的速度由西往东自转 着，跟踪天体也应以每 4 分公 10 的匀速从东往西绕极轴运动。如何使镜筒这样转动呢?驱动跟踪装置的机 械系统叫转仪钟。本世纪以前的转仪钟，其动力靠链条式的重锤或发条提供，转仪钟的速度靠离心调速器 来控制。现在转仪钟的动力靠马达带动，速度由天文钟或无线电振荡器来控制。导星就是弥补跟踪中的误 差问题。 可见，对于天文普及工作来说，天文望远镜最好搭配能跟踪天体的赤道装置 折射式 反射式 折反式的区别 天文望远镜分为折射式、反射式和折反式 3 种： 一 折射式天文望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使