天协讲座：天文望远镜与望远镜组装知识.ppt

1、第一讲望远镜的介绍望远镜的介绍引言 卡尔卡尔.萨根说：好奇是萨根说：好奇是人类的天性，理解是人类的天性，理解是一种乐趣，知识是生一种乐趣，知识是生存的先决条件。因为存的先决条件。因为我们在这个宇宙中只我们在这个宇宙中只不过是辰空中飞扬的不过是辰空中飞扬的一粒尘埃。所以，我一粒尘埃。所以，我们认为，人类的未来们认为，人类的未来取决于我们对这个宇取决于我们对这个宇宙的理解程度。宙的理解程度。 光学望远镜的分类1、折射望远镜：、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：、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：、折反射望远镜： 用球面反射镜为聚光主镜，在

2、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。 光学部分主要的是望远镜的物镜和目镜。物镜是最核心器件，它的光 学性能好坏对于天文观测来讲是致关重要的折射望远镜（refracting telescope）折射望远镜（refracting telescope）1）伽利略式：正像，视场小 2）开普勒式：视场大，反像。物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合伽利略望远镜光路图伽利略望远镜光路图开普勒望远镜光路图开普勒望远镜光路图 用于天文的折射式望远镜物镜有三种：双透镜物镜可以对特定的波长完全消除位置色差，其余的波长也相应减小。通常口径不能太大，1/15左右。太大会引起因为消色差改正后的物镜像

3、模糊。双透镜经过一定设计不但可以消除色差，还可以消除彗差和球差。三透镜物镜(a)库克三块型(b)蔡斯B型二级光谱相当严重，像散也没有改正。相对口径只能在1/15左右，视场2-3度。1984年，泰勒研究出一种望远镜中间透镜为火石玻璃、前后为冕牌玻璃，可以消除七种像差，但是不彻底，剩余色散、球差和二级光谱还存在。最早由库克公司研制出，因此叫库克三块型，相对口径1/71/5，视场5度左右。蔡斯B型，也是一种三透镜物镜，二级光谱比二透镜小十倍。四透镜物镜为了减小三透镜物镜的剩余像差，进一步扩大视场与相对口径，出现了各种类型的四透镜物镜。 1897年制造的1.02米（美国叶凯士天文台）的折射镜仍是世界之

4、最。应用及优缺点 应用：折射望远镜适合于测定恒星的位置、运动等以及作为导星系统用。 优缺点：大口经光学透镜制造困难，并且极易发生形变。 玻璃会吸收入射光，尤其是对蓝、紫光吸收严重。 虽然折射望远镜可得到大视场的像，但成像质量不好，六种像差均很严重。 折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场较大，使用方便，易于维护。 反射望远镜反射望远镜(reflecting telescope )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主焦点式反射镜为

5、抛物反射镜为抛物面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加入几块平面镜R-C系统凹双曲+凸双曲优缺点：牛顿式系统：小型牛顿式物镜常采用球面镜，除了不存在色差外，其它各种像差均未消除。抛物面镜虽无色差、球差，但对轴外光束却存在严重的彗差，从而大大限制了望远镜的视场。由于终端设备不在入射光路中，不会挡光，因此可以安置较大的终端设备。主焦点系统：视场特别小，适于做单颗星的分光和测光工作，反射引起光的损失少，适于做小视场的暗弱天体。卡塞格林系统：最常使用的天文望远镜系统。相对口径小，因此扩大了视场。可以安置较大的终端设备。当平面镜改变方向，就可使位于不同位置的终端设备处于工作状态

6、。R-C系统：主镜是凹的旋转双曲面镜，副镜是凸的旋转双曲面镜，这种系统无色差、球差、彗差，且满足齐明条件。有较好的像质和较大的视场。但像场是个曲面，要采用弯曲底片以消除场曲。而且为其主镜是双曲面，所以去掉副镜，直接在主焦点处工作时是有球差的，必须在焦点前加像场改正透镜。 折轴系统：大型反射望镜经常设有折轴系统，当望远镜跟随天体做周日运动时，最后获得的星象位置并不移动，从而可以安放不随望远镜移动的大型设备。折反射望远镜折反射望远镜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：球面反射镜+弯月形折射改正透镜。 由折射和反射系统构成的系统，兼具折射望远镜视场大和反射望远镜像差小集

7、光力强的特点。施密特式 特点： 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。一般施密特望远镜有效视场可达5度(月球为0.5度)。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。 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（1000/16201000/1620）19721972年年马克苏托夫式优缺点：其光学系统的所有表面均是球面，制造容易。由于改正镜不必像施密特系统那样要放在球面曲率半径处，而是放在主镜的焦点附近，因此同样口径

8、、相对口径条件下，镜筒要比施密特望远镜的短。和相同口径、相同相对口径的施密特望远镜相比，视场稍小，成像质量稍差。因弯月形透镜的厚度需达到口径的十分之一左右，故光损较大，从而限制了口径的增大，因此目前无法建成口径可与施密特相匹敌的马克苏托夫望远镜。贝克尔系统和马克苏托夫卡塞格林系统贝克尔系统：在施密特望远镜中加入凸球面反射镜，成像移到了镜筒外，并改正了场区，成像面变成平面。马克苏托夫卡塞格林系统：也像贝克尔系统一样进行了类似的变革。超施密特望远镜 由施密特校正版与马克苏托夫改正透镜相结合的系统，用于观测快速运动的天体各类望远镜的性能和用途：各类望远镜的性能和用途：反射式：反射式：完全没有色差完全

9、没有色差。光损失小光损失小。2000-9000埃，反射率80-90%口径可以做得很大口径可以做得很大。相对口径大相对口径大。焦距小、镜筒短、观测室小、省钱可以兼有多种光学系统可以兼有多种光学系统。由于以上特点，反射望远镜很适合于做天体物理方面的工作，如天体光度测量、分光观测等。折射望远镜视场大视场大。一般大于1度，反射望远镜仅几个角分角分辨率高角分辨率高。因相对口径小，焦距长镜面打磨精度要求低镜面打磨精度要求低。同样打磨精度，比反射望远镜星象好受温度变化、镜筒弯曲的影响小，星象较稳定受温度变化、镜筒弯曲的影响小，星象较稳定。仪器散射光比反射望远镜小仪器散射光比反射望远镜小。以上特点表面，折射望

10、远镜星象清晰、稳定，星象间距离大，视场大，因而非常适合做天体测量工作和恒星天文的某些工作（如测定恒星的自行和视差等），也比较适合于目视观测。折反射望远镜由于折反射望远镜有很大的视场和相对口径，所以他在天体物理的某些领域（如大面积巡天工作、视面天体和快速运动天体的观测等，如弥散星云、河外星云、彗星、流星以及人造卫星等）。 如果你看到别人正在使用一台望远镜，你 肯定会询问这台望远镜的有关情况。那 么，你脱口而出的第一个问题是什么呢？ 根据不科学统计，问得最多的问题是这样的两个“这台望远镜能看多远？”和“这台望远镜能放大多少倍？” “这台望远镜能看多远？” 肉眼能看到多远? 月亮-38万公里 太阳-

11、1.5亿公里 离地球最近的恒星-4.22光年 肉眼能看到的最远的天体-著名的仙女座大星系，远在220万光年之外！ 比较正确的问法 “这台望远镜能看到多暗的天体？” 望远镜看到暗天体的能力叫做“光力”，望远镜光力的大小与其口径有关，口径越大光力越强。不过，衡量光力大小如果直接用口径的话不够直观，因此我们又定义了一个概念，叫做“极限星等”，简单理解就是这台望远镜在最理想的条件下能看到多暗的星。极限星等取决于望远镜口径和制作精度，口径越大，精度越高，极限星等也就越大。 “这台望远镜能放大多少倍？” 放大率取决于望远镜的第二个重要参数焦距（用字母F表示），其具体值等于物镜的焦距除以目镜的焦距。物镜的焦

12、距数值一般会标在物镜端或镜筒上,目镜的焦距数值一般会标在目镜侧面，计算起来非常方便。比如，一台焦距800mm的望远镜，使用20mm目镜时放大率是40倍，使用8mm目镜时放大率就是100倍。如果用1mm的目镜就可以放大800倍！ 但是 1.放大率越高，成的像越大，其单位面积的亮度就会越低，成像就会变得越暗。 2.由于口径定了，分辨率就定了，更高的放大率并不能获得更高的分辨率（可以这样理解：两颗靠得很近的星看起来就像一颗，提高放大率以后，它们看起来还是一颗，只不过象变得更大了而已）。 3.过高的放大率会放大大气抖动的影响，如果大气稳定度不高，观测目标就会非常抖。 4.放大率越大视场会越小。 极限倍

13、率（极限倍率影响望远镜能得到最大的有效放大倍率）。一般我们认为极限倍率为望远镜口径的2倍，例如：102/1000型号的望远镜其极限倍率为 200倍，不过这只是理论来讲，同型号不同品牌的望远镜之间光学素质存在差异，一支光学优秀的望远镜则是可以超出极限倍率50倍左右！所以 望远镜的倍率并不是越大越好！一旦倍率超出望远镜的极限倍率（有效放大倍率），反而会因为无效放大使像质变得模糊，细节缺失。 而这个问题应该改为“这台望远镜的焦距是多少？” 望远镜的安装 第一步，将三脚架展开后放到地上，并安装载物盘。第二步，安装赤道仪，对极轴。 1.直接将赤道仪“坐”在三脚架上，从下端用螺丝拧紧即可 2.对极轴。赤道

14、仪要想正常工作，必须将自己的赤经轴方向对准北天极，这个过程称之为对极轴。精确对极轴比较麻烦，也需要相对较好的器材支持，对于本例这种使用入门级小赤道仪进行目视观测而言，只需要粗对极轴就可以了，这只要求你知道观测地的方向和地理纬度。 对极轴的原因 指向天极的轴叫做赤经轴，望远镜围绕赤经轴转动，即可追踪天体的东升西落。与赤经轴垂直的轴叫做赤纬轴，理论上如果你的赤经轴方向比较精确的指向了北天极，那么当找到一个天体后，赤纬轴就可以锁死了，因为跟踪天体不需要在赤纬方向有任何转动。 第三步，安装配重 在安装主镜之前，我们应该先装好配重。配重一般由重锤和连接金属杆组成，先将连接杆拧在赤纬轴下端对应的螺口里，然后拧掉金属杆另一端的防重锤滑落的保护装置，将重锤穿入连接杆中部，拧紧，再将防滑落装置拧回。第四步，安装主镜及相关附