天文望远镜的基本知识.ppt

天文望远镜天文望远镜 的基本知识的基本知识 天文望远镜的发展历史天文望远镜的发展历史 及基础知识及基础知识 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。 北京古观象台北京古观象台 浑仪浑仪 简仪简仪 第第 谷谷 在在 观观 测测 意大利物理学家伽利略（意大利物理学家伽利略（1564-16421564-1642 ） 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。 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。 开普勒开普勒 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。 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。 望远镜 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。 早期折射望远镜早期折射望远镜 1673年，波兰的赫维留（1611 -1687）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） 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。 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（1625- 1712）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。 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。 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。 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。 望远镜 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。 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。 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： 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 。 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。 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。 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 =1.22/D（弧度） 取550纳米，D以厘米为单位，以角秒为单位 =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。 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。 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。 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。 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。 双筒镜 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。 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。