天文望远镜起步知识

1、折射式望远镜1608 年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物， 受此启发， 他制造了人类历史第一架望远镜。1609 年，伽利略制作了一架口径 4.2 厘米，长约 1.2 米的望远镜 （ 上图）。他是用平凸透 镜作为物镜， 凹透镜作为目镜， 这种光学系统称为伽利略式望远镜。 伽利略用这架望远镜指 向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。用透镜将光线会聚的系统就是折射系统。早期的折射系统用一块单透镜制作，由于玻 璃对不同颜色的光的折射率不同， 会产生严重的色差。 为了克服色差引起的成像模糊， 用不 同折射率的玻璃可搭配成各种消色差的折射系统。 常见的有双胶

2、合物镜、 双分离物镜、 三分 离物镜等，分述于下：1、双胶合物镜这是一种常用的消色差望远物镜，用不同折射率的冕牌玻璃和火石玻璃搭配而成， 当合理选配时可同时校正球差，色差及正弦差。但由于热胶合会产生玻璃变形而影响精度， 一般口径不宜超过 80mm自从有了紫外固化冷胶后，胶合透镜的口径大大增大。南京天文 仪器研制中心的 KP150SR 口径为150mm为冷胶双胶合透镜，成像质量颇为理想。但由于 这种物镜不能校正轴外像差， 视场角不宜太大， 相对孔径也不宜过大。 双胶合物镜不能校正 二级光谱， 其值与焦距成正比， 是个定值。只有用特种火石玻璃做负透镜时，二级光谱可减 少三分之一（例如 ED镜头）。

3、如果莹石玻璃作正透镜，二级光谱可以再降低六分之一。2、双分离物镜用于口径较大的望远镜物镜。由于可以利用正负透镜之间的间隙设计，使带球差有 所降低， 但色球差依然不能校正， 二级光谱反而有所增大， 其他像差校正与双胶合透镜雷同。 但装备稍困难一些，对物镜框的要求高一些。3、三分离物镜由于可以任意选择镜面的曲率半径、透镜材料、透镜厚度及相互间隙，可以有利地 校正色球差。在相对孔径很小时，如果玻璃选择合适，是可以消除二级光谱的，我们将此类 物镜称之为复消色差物镜。三合透镜也可设计成天体照相物镜。4、四片以上的物镜为了获得大口径、 大相对孔径的透镜系统， 满足拍摄和观测大视场天体的需要， 可以设 计不

4、同组合的折射式天体照相物镜系统。反射式望远镜第一架反射式望远镜诞生于 1668年。牛顿经过多次磨制非球面的透镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用2.5厘米直径的金属，磨制成一块凹面反射镜，并在主镜 的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90度角反射出镜筒后到达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生一定的象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求，光线不需透过材料本身， 而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点，因此大口径的望远镜都采用反射式。

5、但是反射物镜表面精度对光程的影响是双倍的，如果仅由一个反射表面来成像，则此表面所需的精确度（垂直入射光）比单个折射表面的精确度要高四倍。可见反射表面磨制的要求是很高的。再加上需经常重新镀反射面及部件组装、校正的困难，反射系统在科普望远镜中应用受到限制。反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统，等等。现 代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项B。下面分别介绍常用的几种系统。1、牛顿系统牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统（见下图）。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到1/12以下，主镜可制作为球面。它的

6、结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大， 视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。2、经典卡塞格林系统及R-C系统经典卡塞格林系统的主镜为抛物面，副镜为双曲面（见下图），而R-C系统主镜为双曲面，副镜也是双曲面。 此二类系统在大望远镜制作中经常使用，光学质量甚佳。由于主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂，再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。南京天 文仪器研制中心的 K

7、P400K采用卡塞格林系统。3、格雷高里系统这个系统也是由二个反射面组成，主镜仍为抛物面；而副镜为椭球面。此系统形成正立像， 其镜筒比卡塞格林及 R-C 系统的长一些。 在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生 不同的相对孔径、视场角及焦距。在大型望远镜设计中，在一个镜筒中分别留有主焦点、卡焦及 折轴焦点。而在科普仪器中将卡焦与牛顿焦点并存，对使用者大有益处。折反射式望远镜折反射式望远镜最早出现于1814 年。1931 年， 德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜， 与球面反射镜配合， 制成了可以消除球差和轴外象差的施密 特式折反射望远镜，这种望远镜光力强、

8、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其 是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。1940 年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜， 制造出另一种类型的折反射望远 镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面， 相差不大，但曲率和厚度都很大。 它的所有表面均为 球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小， 对玻 璃的要求也高一些。1、施密特系统及施密特 - 卡塞格林系统施密特系统由球面反射镜和施密特正镜组成（见下图），改正镜是一个透射元件（也有 反射式施密特） ，其中一面是平面， 另一面是非球面。 非球面的面形能够使中央的

9、光束略有会聚， 而边缘的光束略有发散， 这样能使整个系统的球差得到很好的校正， 且主镜不产生彗差、 像散和 畸变，而仅有场曲。专业望远镜往往把接收器制成球面而得以消除场曲，它的大视场、优像质， 在专业天文望远镜中得以青睐。 但是， 施密特系统不能用于目视， 在科普天文望远镜中甚少应用。将施密特系统稍加改型， 加一球面反射镜使成像在卡焦上， 此系统即为施密特 - 卡塞格林 系统。 这种系统在科普望远镜中应用很多。 特别需要指出的是， 目前有些国外商家将仅有一平面 封口玻璃的反射系统称之为 施-卡系统 是不正确的。2、马克苏托夫系统和马克苏托夫 - 卡塞格林系统马克苏托夫望远镜系统由球面反射主镜和

10、负弯月形透镜组成。在一定条件下，弯月形副 镜可不产生色差， 且能补偿球面主镜所产生的球差。 此外， 光阑和厚透镜的位置接近于主镜的球 心，产生的轴外像差很小。由于全部光学表面均为球面，加工比较容易。但口径增大时，厚透镜 大而重很不利，且此系统与施密特系统一样而无法目视。科普望远镜中用的马克苏托夫望远镜一般是指马克苏托夫 - 卡塞格林式望远镜 （见上图） 加一球面反射镜使成像在卡焦。 此系统像质优良， 且光学零件表面均为球面， 容易加工， 较易装、 校，在小型天文望远镜中时有应用。天文望远镜的基本光学性能参数天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项：1、物镜的口径（ D）望远镜的物镜口径一般是

11、指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是 望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。2、焦距（ f ）望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点 与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用 f 表示，而目镜焦距用 f 表示。物镜 焦距 f 是天体摄影时底片比例尺的主要标志。 对于同一天体， 焦距越长， 天体在焦平面上的影像 尺寸就越大。3、相对口径（A）与焦比（1/A）望远镜有效口径 D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A,即A= D/f。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相

12、对口径的平 方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A （即f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。4、分辨角（它的倒数称分辨本领）刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以5表示。理论上根据光的衍射原理可得5 =1.22 入 /D式中入为入射光波长。在取人眼敏感波长（入=5.55 X 10 -4mm时，5用弧度表示，有5 ” =140” /D （D 以 mm为单位）对于照相望远镜， 5 取下式：5 ” =（3100A+113）/D （D 以 mm为单位）此为理论的分

13、辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想 的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角a ”来表示：a ” =206265/f例如对于 KP200R的主镜筒，f = 2400mm则比例尺 a 206265/2400 = 86” /mm5、放大率（ G）对目视望远镜而言，物镜焦距为 f ，目镜焦距为 f ，则放大率为G=f/f 由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨 本领， 大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响， 一台望远镜的放大倍数不是可以 任意过大的配

14、备的。 根据观测目标及大气视宁静度的实际情况， 放大率一般控制在物镜口径毫米 数的12倍。6视场角（3）能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼中所张的角度，称为视场或视场角（3）。望远镜的视场往往在设计时已被确定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。 但对于天体摄影， 视场还可能受接 收器像素尺寸大小的约束。望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。在未知视场的数值时， 可以自行测量。 以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星， 调好仪器， 使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为t 秒，

15、星体的赤纬为 5，则视场角为3 =15ts cos 57、极限星等或贯穿本领在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb ,极限星等与望远镜的有效口径、 相对口径、 物镜的吸收系数、 大气吸收系统和天空背景亮度等多种 因素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为m=2.1+5lgD式中D用mm为单位，对于照相观测， 极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：mb=4+5lgD+2.15lgt式中 t 为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验 望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等

16、，或者用北极星（NPS的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。天文望远镜的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0士 90。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

17、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

18、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

19、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

20、，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。天文望远镜的维护天文望远镜是精密仪器， 维护的好坏直接影响到望远镜的使用和寿命。 天

21、文望远镜必须要专人使 用，专人保管，非专业人士不要轻易拆卸及修理。1 、光学系统的维护天文望远镜的光学系统有几组物镜，几组目镜及其他的光学元件组成，必须做到：(1) 保证圆顶室和望远镜存放室通风干燥， 洁净。 雨天尽量不要打开物镜盖， 在南方的霉 雨季节可将镜筒两头用不透气的塑料袋扎紧，在镜筒内(远离镜头)放置袋装的干燥剂，并注意 经常替换新的干燥剂， 以保持主要物镜的干燥。 北方有灰沙的天气不能打开物镜盖， 特别对于无 密封窗的反射望远镜。灰沙是最大的敌害。(2) 所有的目镜、 棱镜、 二次成像镜及其它小的光学零件及附件， 不使用时请放入带干燥 剂的干燥箱或干燥缸内，同时要时常注意更换新的干

22、燥剂。(3) 光学镜面上有灰尘时，用吹耳球轻轻吹去，不能用嘴吹，以免唾沫溅到镜面上。 光学 镜面上千万不要用手去摸，留下指印往往会腐蚀而留下永久性痕迹。一旦留下指印请尽快清擦， 用无水乙醇和乙醚各 50的混合液滴在干净的脱脂纱布上，从镜面中心按顺时针或逆时针方向 轻轻地向镜面边缘擦转，只能向一个方向轻擦，直到擦净为止。对于镀铝面，尽量不要擦拭，以 免铝膜脱落。(4) 便携式望远镜尽量不要在雾气很重的森林边， 水边及盐份很多的海边观测， 若迫不得 已观测的话，观测完后尽快擦拭一遍。2、 赤道仪的维护望远镜的 赤道仪属于高精度传动系统， 但由于其转速较慢， 因此只要不是过载使用及做 到不定期加一些

23、润滑油，不必要经常维护。当然，有条件的单位或个人，可以在使用几年后，请 专业人员重新清洗，加油调整是十分有益的。3、电控系统的维护望远镜的电控系统根据型号不同， 功能不同而差别甚大， 但注意点基本相同。(1) 使用电压是否和望远镜额定电压相同， 使用直流电源时也应注意电池组成蓄电池的额 定电压是否与望远镜电控要求相同，(2) 在大功率驱动电路中，请注意大功率管的散热片不要相碰短路，以免烧坏管子。(3) 所有连线不要硬拉，以免断路。(4) 与光学元件要求一样，雾气和灰沙都是十分有害的，注意密封。(5) 有灰尘时，用吹耳球轻轻吹去，不宜用布擦，以免元件脱焊。4 、其他注意望远镜表面的清洗，不要用粗

24、、硬的刷子去擦，而用柔软的纱布用水轻轻擦拭。不 能用有机溶剂清洗。注意水珠不要掉入光学元件、 赤道仪及电控系统中。浅谈赤道仪一套标准备置的天文望远镜往往由望远镜、 赤道仪、 脚架等部件组成， 而望远镜、脚架相信 大家都见过。 没接触过天文望远镜的朋友， 恐怕对赤道仪是最陌生的， 因为它也是天文中特有的 一个东东。这里我就给大家简单介绍一下。要说赤道仪，应该先说一下地平式的装置 。地平式的装置很常见，是一种具有两根轴的支架，望远镜装在上面，可以很方便地调整 指向的方向和高度。 初学者使用地平式装置找星应该没什么问题： 想看哪儿就指向哪儿好了！ 不 知道要找的星的位置？看星图好了， 按图索骥嘛。

25、通过星图找星是不是很困难？其实不难。 当然， 前提就是你应该熟悉全天的一些亮星较多或有指向功能的星座。比如小熊、大熊、天鹅、人马、 天蝎、天鹰、天琴、猎户、飞马、仙女、天狼、狮子。通过已认识的星座再去认别的星座，难度 会小很多。 所以我建议， 初学者在开始认星时最好找一个已经认识星座的朋友指导。但用地平式的望远镜看星的时候， 有一个明显的缺点： 本来对准了一颗星， 可一会以后， 这颗星就跑到了视场外了， 并且使用的放大倍率越高， 这种现象越明显。 这是因为每天星星都在 做东升西落的运动。 在地平坐标中， 描述每颗星位置的两个值方位角和地平高度都是随时间 变化的。 如果望远镜要一直指向某颗星，

26、就必需同时调整望远镜的仰角和方位角。 由于两个方向 变化的量完全不一样， 用这样的装置跟踪一颗星会相当困难 (当然， 现在用计算机导星的系统是 可以做到在地平式装置下精确导星的)。于是赤道仪就应运而生。赤道仪是为了改进地平式装置的缺点而制作岀来的。它的主要 目的就是想克服地球自转对观星的影响。大家知道，正是由于地球自转， 星星才产生东升西落的现象。赤纬慢动动控制nt手经慢动控制赤纬刎度盘配重杆螫刻度盘极轴望远镜赤经马达a方位角谄整三脚架接头.纬度调整知道了原因，要解决这个问题就不难了，地球不断由西向东自转，24小时转360度，我们只要设计一个装置，让望远镜转动的速度和地球一样，而方向正好相反（

27、由东向西），就可以 消除地球自转的影响了。从理论上说，赤道仪使用的坐标系是赤道坐标系。它相当于一个和星星一起旋转运动的 大网格。由于它和星星一起转动，所以描述每颗星位置的两个值一一赤经和赤纬是不变的。通俗地说，赤道仪就是一个试图让望远镜和这个网格一起转动的装置。赤道仪使用时首先要将其极轴对准北天极。（理想的情况下）完全对准后，望远镜对向 任何的星星，赤纬都不需要再调整，只需要让望远镜在赤经（或称时角）方向按星星的行进速度匀速转动，就可以让这颗星一直保持在望远镜的市场内。这个速度就是每天 360度（因为地球每天转一圈）。这就是所谓的自动跟踪。当然，如果你使用的是手动的赤道仪，你就得每隔一定时 间

28、调整一下赤经（或时角）旋钮，赤纬则无需调整（当然这是理想状况，如果极轴对得不够准， 还要适当微调一下赤纬）。毋须同时调整两个轴，便于跟踪，这就是要使用赤道仪的根本原因。 很多天文普及书籍会教大家通过计算时角来找星，而根据我的经验，真正做业余观测时使用时角并不方便，因为得先算岀恒星时，还要知道你想观测天体的赤经赤纬值。加上时角盘的精度的问题，这样找星远不如用星图直接找星方便。所以，只有对于那种有固定底座、极轴已经对准的固定望远镜，以及对星座很不熟悉的人，它才有优势。另外，直接用天文望远镜找星的确是有点困难的，因为主镜的视场往往很小。所以天文 望远镜通常都有一个寻星镜，它的视场比较大，用于辅助找星

29、。当然，如果有一架双筒镜帮忙， 会轻松很多。这就是很多有经验的爱好者建议初学者先买双筒望远镜的缘故。镀膜与多层宽带膜100%透过去。对于一块80 90%的入射光通过。反1.5 ），在镜片的前表面望远镜的透镜一般都由光学玻璃制作而成。光线透过玻璃时，不能 玻璃来说，在透过前后两个表面时都有一部分光被反射，因此只有 射光量的大小与镜片的折射率有关，以普通的冕牌玻璃为例（折射率为 的反射光为 4%，后表面的反射光为 3.8%。在不考虑光被吸收的情况下，冕牌玻璃的透光率仅为 92.2%。计算表明，如果一个装置中包含有六个透镜，将有一半的光线被反射。这样就大大影响 了成像的效果。若在镜面上镀上一层透明薄

30、膜，即增透膜， 就大大减少了光的反射损失，增强光 的透射强度，从而提高成像质量。为什么在玻璃的表面镀上一层东西不会阻挡光线反而增强透射呢？光的干涉理论认为， 两个频率相同， 振幅相近的光束沿着同一路径前进时会发生干涉， 合振幅的大小视两波列的位相 差而定。当两光波的位相差为半个波长时，合振幅为0，相互抵消。举个不恰当的例子，大家想像一下， 如果你朝水平丢一颗石子， 会激起一圈圈的水波， 如果你在适当时候在同一个位置再丢 一颗，它激起的波浪和原来的波浪相位正好相反 （就是说原来第一颗石子激起的浪峰正好遇上第 二颗石子形成的浪谷），波浪将消失于无形。就是因为这两个浪相互抵消了！减反增透膜正是应用了

31、光的干涉原理，使薄膜的前后表面上的反射光发生干涉，彼此抵 消，减少反射光的量。一、单层减反增透膜理论上，当符合条件 1.厚度d=nf入/4（nf为膜的折射率）2. nf = Vng （ ng为镜片的 折射率）时，对于波长为 入的光来说，能达到完全消除反射光的目的。对冕牌玻璃（ng=1.5 ）来说，可算出其最理想的膜 nf =1.22 。但以上仅是理论。实际上所需膜的折射率却受客观条件的限制。特别是折射率如此低的 镀膜材料至少目前还找不到。现在一般都用折射率为1.38 的氟化镁制单层减反增透膜，因而仍有约 1.3%的剩余反射，但对于折射率较高的光学玻璃，单层氟化镁已能达到很好的减反增透效 果。二

32、、多层减反增透膜和宽带膜正是由于单层减反增透膜不能完全消除反射，有时剩余反射量仍嫌太大，必须进一步减少，为此则需采用双层或多层减反增透膜。选择多层增透膜系有两条途径：A. 由于适于镀膜的材料有限，折射率不是一个可以任意改变的参数，所以一个有效的途径是：选定膜系各层的光学厚度必须符合全投射（零反射）的条件。这就要求各膜层的光学厚度不是入/4的整数倍，从而给镀膜工艺控制厚度带来了困难。B. 先选定各层膜层的光学厚度为入/4的整数倍，寻找一种满足零反射所应具有的折射率的膜材料。 这条途径的优点是可简化镀膜时对厚度的控制。 由上述两条途径设计的膜系在一定的1中呈V形的曲线所示，称波长入处可达到100%

33、的透射率，而对其他的波长则不然，曲线如图 为V形增透膜。C、有时，并不要求在某一波长处有100%的透射率，而希望在较宽的波段范围内反射率都比较低而一致。接近这种要求的膜系的反射率曲线的形状如图1中W形曲线所示，故称为 W形增透膜。其两层膜的光学厚度分别为n1d1=入/4 ； n2d2 =入12 （式中n1、n2为两层膜的折射率，d1、d2为两层膜的厚度）。这里利用了入/2膜层厚度的特性，不影响膜层的透光率。即入处的反射率由光学厚度为入/4的第一层膜决定，但入/2膜层改善了其它波长处的光透射率，使膜系在较宽的波段上有良好的增透效果。这种在较宽波段上有良好增透效果的镀膜应该就是通常说的宽带膜。74

34、00 mo aoo roo X (nm)单层服Y型双层IB各种减反增透脸对不同波长光线的增透效杲示意图天文望远镜的目镜种类与结构1，惠更斯目镜（H）荷兰科学家惠更斯于 1703年设计，有两片平凸透镜组成，前面为场镜，后面为接目镜，他们的凸面都朝向物镜一端，场镜的焦距一般是接目镜的2-3 倍,镜片间距是它们焦距之和的一半。惠更斯目镜视场约为 25-40度。过去，惠更斯目镜是小型折射镜的首选，但随着望远镜光力的增大，其视场小，反差低，色差，球差场曲明显的缺点逐渐暴露出来，所以目前这种结构一般 为显微镜的目镜采用。Huygenian2,冉斯登目镜（R）于1783年设计成功，也是两片两组结构，由凸面相

35、对，焦距相同的两个平凸透镜组成。间距为两者焦距和的2/3-3/4 ，其色差略大，场曲显著减小，视场约为30-45度，目前已很少采用。Ramsden3,凯尔纳目镜（K、RK是在冉斯登目镜的基础上发展而来，岀现于1849年，主要改进是将单片的接目镜改为双胶合消色差透镜，大大改善了对色差和边缘像质的改善，视场达到40-50度，低倍时有着舒适的岀瞳距离，所以目前在一些中低倍望远镜中广泛应用，但是在高倍时表现欠佳。另外，凯尔纳目镜的场镜靠近焦平面，这样场镜上的灰尘便容易成像，影响观测，所以要特别注意清洁。美国一家公司在凯尔纳目镜的基础上进一步改进，研制出了RKE目镜，其边缘像质要好于经典结构。Kelln

36、erRKE4，阿贝无畸变目镜（OR）1880年由德国蔡司公司创始人之一的阿贝设计，为四片两组结构，其中场镜为三胶合透 镜，接目镜为平凸透镜， 该目镜成功的控制了色差和球差，并把鬼像和场曲降低到难以察觉的程度，它还具有40-50度的平坦视场和足够的岀瞳距离，在各倍率都有良好表现， 一直被广泛采用Orthoscopic5, 爱勒弗广角目镜（ER1917年研制成功，是专门为需要大视场的军用望远镜设计，是其后所有广角目镜的鼻祖，结构为5片三组，视场高达 60-75度。非常适合观测深空天体，由于边缘存在像散， 所以不太适合高倍设计，其在低倍时的表现是非常岀色的。Erfle6, 普罗素目镜（PL）又称为对

37、称目镜。由完全相同的两组双胶合消色差透镜组成，其参数表现与 0L目镜相当,但具有更大的岀瞳距离和视场，造价更低，而且适用于所有的放大倍率，是目前应用最为广泛的目镜，曾派生出多种改进型。Piossi7， Nagler 目镜一种于1979年由美国人设计的高档目镜，有着82度的惊人视场，优质的边缘像质和舒适的出瞳距离，以及复杂的结构和高昂的价格，和超过一公斤的重量。Nagler望远镜放大倍数的常见问题、什么是望远镜的放大倍数？就是用肉眼观察一个物体的张角与用望远镜在同一个地点观察相同物体的角度放大倍数。例如，肉眼看一只鸟的角度为 6角分，而用一个望远镜观察为 60角分，则该望远镜的 放大倍数为10倍

38、。二、放大倍数是如何计算的？放大倍数=物镜焦距/目镜焦距。如果望远镜没有标明物镜焦距，可以实际测量一下。 例如，量出太阳成像的直径，并根据太阳每米焦距成像直径为8.7mm计算即可。另外，物镜焦距一般能够从镜筒的长度估计出来。对于一些结构特殊的望远镜，光路有可能经过内部棱镜或平面镜折射会缩短实际镜筒的长度，屋脊形折射甚至在外面不易观察出来。还有，长焦的摄影镜头由于采用了特殊结构，尽管没有反射，也可以使得镜筒的长度远小于焦距。三、是否是放大倍数越大越好呢？不是的。望远镜的放大倍数要适中才好，主要有如下限制：1、放大倍数太大，不宜稳定双筒望远镜一般用手持，超过10倍左右晃动厉害，不利于观察，眼睛容易

39、疲劳，甚至引起恶心。固定望远镜倍数太大也会因为风吹草动引起震动。对于自己，12倍为手持极限,而且观察时最好肘部有依托，身体或望远镜依附某些固定物体。2、放大倍数大，则实际视野相应减少一般来讲，倍数越大，可同时观察的区域就越小。这不仅仅是因为目镜的原因，即便目 镜在焦距变化时能够保持视在视角不变（例如60度），也会因观察区域的减小使得视野与放大倍数成反比变小。 这样，就不利于发现和寻找目标，对于经常变换目标的观察观测尤其不利。即便是找好了目标， 架子稍有晃动就容易失去目标。对于没有自动跟踪装置的，要经常 手动调节才能使目标保持在视野之内。3、在相同物镜口径的情况下，倍数越大，亮度成平方反比越低。

40、例如口径 50mm，7 倍时亮度（指数）为 50，10 倍为 25、15 倍为 11、25 倍为 4，而物 体的亮度的减小会直接影响人眼的观察效果 （人眼的分辨能力、 色彩能力均随着亮度的减小 而变得越来越差） 。一般来讲， 白天亮度小于 5、夜间亮度小于 20 时， 观察暗弱物体就很难。 大口径的望远镜在这一点上就具备优势，例如，口径 300mm 的反射镜，放大 50 倍时，亮 度仍为 36（非常亮） 。另外，观察太阳系亮天体时，由于亮度高，基本不受此限制。4、大倍数的取得一般通过短焦距的目镜来进行的。目镜焦距短，会造成镜目距离（即出瞳 距离）小、视在角度小等遗憾， 造成观察不舒服、 不适合戴眼镜者等问题。5、大气本身等观测条件的不理想也限制了最高的放大率。大气有个宁静度， 好者可以达到 1 角