天文望远镜基本知识

1、天文学是一门古老的学科，在人类文明史上占有重要地位。观测是天文实验方法的基本特征，不断创新和改革观测手段是天文学家的不懈任务。北京古天文台，赤道经纬仪，黄道经纬仪，吉时仪，地平线经纬仪，天体仪，地平线子午线仪，象限仪，浑仪，简仪，数百年来，科学家不断更新和改进天文仪器，以观察天体，他们使用折射眼镜，反射眼镜和射电眼镜来探测地球上的星光。他们还使用飞机、气球、探空火箭和人造卫星来收集可以被大气过滤掉的光线。意大利物理学家伽利略加利莱(1564-1642)1608年，荷兰眼镜商汉斯利帕西根据他的徒弟的意外发现制造了第一台望远镜。1609年，伽利略制造了两台最早的天文望远镜，并发现望远镜具有“增加聚

2、焦能力和扩大视角”的功能。伽利略把他自制的直径为4.5厘米、放大倍数为33倍的望远镜对准天空，很快就发现了月球上的环形山、环绕木星的四颗卫星、金星的盈亏、太阳上的太阳黑子以及由无数黑暗而微弱的恒星组成的星系。德国的开普勒和开普勒(1571-1630)在伽利略制造天文望远镜两年后出版了光学一书，并首次提出了像差的概念。并提出了一种新型望远镜，叫做开普勒望远镜。伽利略型：凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜。作为正片，制作简单，成本低，这种光学系统常用于普通的戏剧镜。缺点是视野小，放大倍数小，不能在目镜端安装十字准线。目前，这种望远镜不用于天文观测。开普勒风格：用凸透镜作为物镜，凸透镜作为目镜。物镜形成

3、的实像被凹透镜组的目镜放大，得到反像。由于它的大视野，十字线或移动线可以安装在目镜组，这种类型的望远镜经常用于天文观测。当望远镜在17世纪首次出现时，它不仅口径小，而且成像质量差。因为当时的物镜都是单透镜的，像差特别是色差非常严重，使得观察到的天体不是清晰的图像，而是带有彩色光圈的像点。当时这种像差的原因尚不清楚，但是发现当透镜的曲率变得更小并且焦距变得更长时，色差会减小并且成像质量会更好。所以天文学家采用了长焦距望远镜。早期折射望远镜1673年，赫维留(1611-1687)制造了一架46米长的望远镜，它被挂在一根30米高的桅杆上，许多人不得不用绳子把它拉上拉下。1666年，牛顿证明了天体的光

4、不是单色光，而是各种颜色光的混合物。望远镜的色差是由透镜对不同颜色的光有不同的折射率造成的。牛顿(1642-1727)，牛顿反射望远镜，为了从根本上消除色差，牛顿干脆不使用光的折射特性，而是使用反射特性。1668年，他制造了第一台反射望远镜。物镜是一个凹球面金属镜，与光轴成45角的平面镜安装在物镜焦点的前方，将星光反射到镜筒的一侧，并用目镜观察。格里高利镜在牛顿之前，英国数学家格里高利(1638-1675)在1663年提出了一种反射望远镜的设计方案，它以抛物面为主镜，椭球面为副镜。主镜的中央有一个圆孔。F1是主镜和副镜之一的焦点。由于主镜和次镜都是非球面镜，当时的技术水平无法研磨，所以这种望远

5、镜不是格里高利制造的。1672年，牛顿的镜子问世后不久，法国人卡塞格林(1625-1712)提出了另一种反射望远镜设计方案。主镜是抛物面镜，次镜是凸双曲面镜，主镜中间有一个圆孔。F1是主镜的焦点和次镜的焦点。根据双曲面的光学特性，光线会聚焦在这种镜子上，这种镜子目前常用。赫歇尔望远镜1781年3月13日，英国天文学家威廉赫歇尔(1738-1822)用他自制的直径为15厘米的镜子发现了天王星，这使太阳系的规模扩大了一倍。天王星被发现后，赫歇尔的望远镜变得越来越大，他是使镜子变大的鼻祖。1789年，赫歇尔制造了当时世界上最大的望远镜。口径是1.22米，焦距是12.2米。19世纪下半叶是大规模折射望

6、远镜的时代。1870年后，美国光学制造商克拉克和他的儿子相继制造出直径分别为66厘米、76厘米、91厘米和102厘米的折射镜。20世纪上半叶，巨型镜子再次占据上风。由于研磨材料的改进，玻璃被用来代替金属，并发明了玻璃镀银技术。许多大直径的镜子一个接一个地被制造出来。海尔直径508厘米的反射望远镜于1948年交付。随着最大的望远镜消色差折射镜的出现，牛顿从理论上弄清了色差的原因，但却得出了折射物镜的色差无法消除的错误结论。由于牛顿的声望很高，许多人盲目地追随他的观点。直到17世纪30年代，英国数学家C.M .霍尔才发现，由作为凸透镜的冠状玻璃和作为凹透镜的燧石玻璃制成的复合透镜可以消除色差。由于

7、消色差折射物镜，人们不再需要拼命地延长物镜的焦距来减少色差。从那以后，折射望远镜的镜筒大大缩短了。1930年，德国施密特制造了第一台折叠式反射望远镜。同时使用镜子和折射镜。反射镜是球面镜，放置在球面曲率中心的特殊形状的透镜可以作为“校正镜”来补偿反射镜引起的球面像差，而没有明显的色差。1940年，苏联眼镜商马克苏托夫发明了马克苏托夫望远镜。与施密特望远镜相似，它的校正镜是弯月形的，两个表面都是球形的。容易制作。与反射镜相比，折反射镜的视场可以做得更大，有利于拍摄。从1931年到1932年，美国电信工程师詹斯基(1905-1950)在研究无线电短波通信中的各种干扰因素时，使用无线接收天线接收来自

8、银河系中心的电磁辐射，从而开创了射电天文学。射电望远镜宇宙中的各种天体都发射波长范围为106 -10-14米的电磁辐射，只有通过地面上的两个窗口才能用光学和无线电观测到恒星。射电望远镜是观测和研究天体无线电波的基本设备，可以测量天体射电的强度、频谱和偏振。哈勃太空望远镜哈勃太空望远镜于1990年4月发射。它位于地球大气层之上，因此它取得了所有其他地面望远镜从未取得的革命性突破。望远镜的几个基本参数：望远镜孔径：指望远镜物镜能接收的最大光束的直径。一般来说，在被框架限制后可以接收的最大光束的直径被称为有效孔径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会聚在光轴上的点称为焦点

9、。主轴上的焦点称为主焦点。焦距：从望远镜光学系统的主点到主焦点的距离称为焦距f。望远镜的几个基本参数：相对孔径：有效孔径d与焦距f之比。相对孔径a通常称为相对孔径、光学力或孔径比。把它写成A=D/F焦距比：相对孔径的倒数1/A叫做焦距比或相对焦距。照相机镜头被称为光圈。出瞳：指物镜通过目镜形成的图像一般来说，出瞳D的直径不应太大，最大值应小于人眼的瞳孔直径，否则从望远镜发出的光不会全部进入人眼。望远镜的几个基本参数：聚光能力望远镜收集的光能与人眼瞳孔接收的光能之比称为望远镜的聚光能力。望远镜的聚光能力可以用公式P=D2/d眼2来表示。眼睛D的瞳孔直径在白天约为2.5毫米，在晚上约为5毫米。在完

10、全适应黑暗环境的情况下，最大瞳孔直径不超过8毫米.在理想条件下，有效孔径80毫米望远镜的聚光能力为P=(80/8)2=100，这表明望远镜在提高聚光能力方面发挥了作用。望远镜的几个基本参数：放大率：放大率=F-物体/F-眼望远镜的有效放大率与望远镜物镜的有效孔径有关。孔径越大，有效放大率就越大。如果小孔径望远镜的放大倍数调整得太大，恒星图像的细节将看不到，但是观察到的天体将变得非常暗，恒星图像将由于光的衍射效应而变得模糊。望远镜的几个基本参数：分辨角：望远镜能分辨成两个物点的最小角距离称为分辨角。视野：用视觉望远镜观察星空时可以看到的那部分天空的角直径称为视野。当目镜的工作视场不变时，望远镜的

11、视场与放大率成反比。望远镜主要解决“看”和“看清楚”的问题。前者指的是接收到的光子数，而后者指的是视网膜上光子集体成像的定义。望远镜的孔径越大，它接收到的光子越多，它的“视”能力就越强。“可见性”问题关系到光学系统的质量，如玻璃质量、加工精度、装配精度和维护状态。然而，即使是一个理想的光学系统仍然有一个不可逾越的极限，那就是光的衍射效应。望远镜的机械装置它必须能够绕着两个互相垂直的轴旋转，以便望远镜在天球的任何位置观察天体。根据轴方向的选择，望远镜设备可分为两种类型：水平设备和赤道设备。水平装置，一轴沿铅垂线，称为垂直轴；另一个轴是沿水平方向的，称为水平轴。当绕垂直轴旋转时，望远镜的地平线纬度

12、保持不变，地平线经度发生变化；当绕水平轴旋转时，望远镜的地平线经度保持不变，但地平线纬度发生变化。赤道设备通常需要很长时间来观察天体。由于周日天体的明显运动，望远镜最好跟踪它们。最方便的方法是放置一个平行于天轴的旋转轴，这就是所谓的赤道装置。另一个轴位于天球的赤道面，称为赤纬轴。当绕极轴旋转时，望远镜的赤纬保持不变，而赤经改变；当围绕赤纬轴旋转时，望远镜的赤经保持不变，赤纬发生变化。开普勒型双筒望远镜现在很常见。他们的视野比伽利略型大，成像也更清晰。但是开普勒望远镜是倒置的图像。为了获得正片图像，在其光路中增加了一个转移棱镜或转移透镜。这些转移装置在地面观测中是必不可少的。但对天文观测来说没关系，但就像望远镜可以给初学者寻找恒星带来便利一样。望远镜采用折射系统，可分为伽利略型和开普勒型。伽利略望远镜结构简单，光能损失小，镜筒短，价格低廉。但是，它的放大倍数一般不能超过6倍。如果放大率再次增加，视野将迅速减小，视野边缘将变暗。成像质量也会下降，所以这种双筒望远镜使用较少。双筒望远镜的孔径、放大率和视场通常都标在镜体上。孔径和放大率由两组数字表示，例如，“1050”表示m与天文望远