天文望远镜简介

1、 第四章第四章 天文望远镜天文望远镜 4.1 4.1、 光学望远镜光学望远镜 的分类的分类 1、折射望远镜： 利用光线通过凸透镜的折射聚光形成光路。 2、反射望远镜： 利用曲面反射镜聚光形成光路。 3、折反射望远镜： 用球面反射镜为聚光主镜，在主镜前加一特殊形状的改正透镜， 用来改进球 面镜的成象条件。 1 1、折射望远镜、折射望远镜 1）伽利略式：正像，视场小，不能安装叉丝。 2）开普勒式：视场大，便于安叉丝，反像。 物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。 折射望远镜折射望远镜 ： 用透镜作物镜的望远镜用透镜作物镜的望远镜 伽利略望远镜光路图 开普勒望远镜光路图 18971897年制造的

2、年制造的 1.021.02米（美国叶凯米（美国叶凯 士天文台）的折射士天文台）的折射 镜仍是世界之最。镜仍是世界之最。 2 2、反射望远镜、反射望远镜 1）主焦点式：反射镜为抛物面 2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜 3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的双曲面镜 4）RC系统：凹双曲+凸双曲（改进型） 5）折轴式：加入几块平面镜使光束从极轴方向射出 反射望远镜的反射望远镜的 主焦点式主焦点式反射镜为抛物面反射镜为抛物面 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 3 3、折反望远镜、折反望远镜 1）施密特式： 球面反射镜+复杂的折射改正透镜。 2）马克苏托夫式：

3、球面反射镜+弯月形折射改正透镜。 为了使视场边缘的星象没有渐晕，一般反射镜为改正镜口径的1.5倍。 施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为 一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了 一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统 是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密 特望远镜有效视场可达特望远镜有效视场可达5 5度。度。 位于智利的欧洲南方天文台的施密特照位于智利的欧洲南方天文台的施密特照 相仪（相仪（1000/

4、16201000/1620）19721972年年 Meade LX200望远镜即为施密特-卡塞格林望远 镜 4.2 4.2、望远镜的性能、望远镜的性能 天文光学望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光 学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪 精度是否优良。 望远镜的光学性能指标，主要有六个参量: 有效口径 相对口径(光力) 放大率 贯穿本领(极限星等) 分辨本领 视场 1 1）口径）口径 D D I D I D 2 2 物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐 射越多越能观测到暗弱的天体。 口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就 愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，

5、大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为 望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积 （r2）成正比。 此两幅照片曝光时间相同， 但下面的照片所用望远镜的 口径大两倍。 2 2）相对口径）相对口径 A A： A = DA = DF F 望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F 。光 力的倒数叫焦比(1/A= F/D)。 A的倒数叫焦比(F/D)。师大科技楼望远镜 的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力 A=1/10。 3）分辨角 ： 1.22D ； 140D mm （= 550nm） 分辨角：两天体的像刚刚能被分开 时，它们所对应的天球上两点的角距

6、离。 根据光的衍射原理， 在望远镜通光孔 径为圆孔的情况下， 分辨角由如下公式 确定 = 1.22/D 目视望远镜最敏感的波长=550nm， 望远镜的物镜口径D（mm）来计算，则 有如下简化公式： = 140/ D(mm) 科技楼望远镜科技楼望远镜D=400mm, D=400mm, = 140 = 140 /400=0.35( /400=0.35(理论值理论值) ) 兴隆兴隆2.16m2.16m望远镜望远镜D=2160mm, D=2160mm, = 140 = 140 /2160=0.06( /2160=0.06(理论值理论值) ) 由于地球大气存在湍流影响加上望远镜的光学由于地球大气存在湍流

7、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镜面会有像差，所以实际的分辨本领远低于理论 值。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。 Two comparably bright light sources become progressively clearer when viewed at finer and finer angular resolution. Detail becomes clearer in the Andromeda Galaxy(M31) as the angular resolution is i

8、mproved some 600 times, from (a) 10, to (b) 1, (c) 5, and (d) 1. 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。 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 ： tan(tan(/2)= D/F /2)= D/F 望远镜的成像良好区域所对应的

9、天空角直径的范围 叫望远镜的视场，用角度（）表示，与放大率G成反 比 。 tan=tan /G （目镜望远镜） 为目镜对应的角直径，称为目镜视场， G为放大率。 不同的目镜有不同的 ，如科技楼望远镜配有三种目 镜： 为52 、为67 、为84 若采用常用为52 , f = 20mm的 目镜， 则G=4000/20=200 =arctan(tan 52/200 )= 22 若采用 为67 的目镜，f = 9mm, = ? 若采用 为84 的目镜，f=4.7mm, = ? 视场 望远镜若存在大的像差，视场边上的像 很差，成像的良好区小，自然视场就小。对 于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视 场的

10、望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比 较大的天区。 施米特望远镜的焦距比较短，更主要的 是它的光学系统的像差消得比较好，故它的 视场可达十几度。一般反射望远镜的视场 小于1度。 The Keck Telescopes拍摄的图 像 6）极限星等（贯穿本领）m： m = 2.1 + m = 2.1 + 5log D 5log D 理想条件下，望远镜指向天顶能看到的最暗弱星的星等值 。 它反映了望远镜观测恒星方面的能力。当然，望远镜的口径越 大，能观测越暗的天体。此外也与望远镜后接的探测器有关。 对于照相观测或用电荷藕合器件CCD观测，由于有累积效应，在 一定的时间范围内露光时间越长就能观测到越暗的星

11、，望远镜 的贯穿本领也越高。当然不能任意延长露光时间，因为延长到 一定程度后，由于夜天光的作用也会导致贯穿本领的降低。所 以配有照相机，光电倍增管，光电成像器件和CCD 等探测器的 天文望远镜，其贯穿本领不仅决定于天文望远镜本身，而且也 和这些探测器的灵敏度有关。其贯穿本领必须根据望远镜和探 测器的特性进行具体实测而定。 对于目视望远镜,它的极限星等可以经验地用如下公式计 算： m = 6.5 + 5 log D/d +2.5log k d= 6mm , k= 0.6 则有, m = 2.1 + 5log D 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： ID2 2、分辨本

12、领：1.22D 因此，衡量望远镜的重要参量是 口径。 1 1、折射望远镜、折射望远镜 1）伽利略式：正像，视场小，不能安装叉丝。 2）开普勒式：视场大，便于安叉丝，反像。 物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。 施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为 一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了 一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统 是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密 特望远镜有效视场可达特望远镜有效

13、视场可达5 5度。度。 Meade LX200望远镜即为施密特-卡塞格林望远 镜 4.2 4.2、望远镜的性能、望远镜的性能 天文光学望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光 学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪 精度是否优良。 望远镜的光学性能指标，主要有六个参量: 有效口径 相对口径(光力) 放大率 贯穿本领(极限星等) 分辨本领 视场 2 2）相对口径）相对口径 A A： A = DA = DF F 望远镜的光力也叫相对口径，即口径D 和焦距F之比， A=D/F 。光 力的倒数叫焦比(1/A= F/D)。 A的倒数叫焦比(F/D)。师大科技楼望远镜 的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：