望远镜和观测

天文望远镜北京天文馆李昕天文望远镜的基本情况口径（D）：指望远镜物镜所能收到的最大光束的直径。焦距（F）：从望远镜光学系统主点到主焦点的距离。焦比： 焦比=F/D

在摄影时，焦比数字越大，光力越弱； 照相机镜头上称为光圈。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。分辨率：把望远镜能分清为两个物点的最小角距离称为分辨分辨率。望远镜的口径决定分辨率。放大率：放大率=F物/F目望远镜的有效放大倍数：一般是物镜有效口径以毫米为单位的值。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。望远镜主要解决“看得见”和“看得清”两方面的问题。光的衍射现象限制了“看得清”的能力。天文望远镜的发展简史意大利物理学家伽利略（1564-1642）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

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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。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）早期巨型折射镜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。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。大型折射镜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。2007年5月落成的云南天文台高美古观测站2.4米反射望远镜LAMOST国家天文台兴隆观测基地主镜口径6米最大的望远镜位于夏威夷莫纳克亚山上的凯克I、II望远镜，直径各10米，由36面1.8米的六角型镜面拼合而成

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。（下图）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。天文望远镜的几种类型折射镜反射镜折反射镜折射镜光路图反射镜光路图射电望远镜

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

密云天线阵用于嫦娥工程的

50米巨型射电望远镜大气窗口

太空望远镜

天文望远镜的支架结构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。这种装置称为经纬支架。追踪天体的周日视运动需要同时改变转动两个轴。赤道式装置一条旋转轴沿平行于地球的自转轴方向，这就是“极轴”，或曰“赤经轴”。另一条轴与之垂直，正好位于天球的赤道面内，称为“赤纬轴”。这种装置称为赤道仪。在极轴对准天极的情况下，追踪天体的周日视运动只需要转动赤经轴。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。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。双筒镜的口径、放大率和视场一般都标在镜身上。口径和放大率用两组数字表示，例如“10×50”表示这架双筒镜的放大率为10倍。口径是50毫米；再如“15～40×60”表示放大率在15倍至40倍之间可调，口径是60毫米。视场是反映望远镜性能的另一个重要参数。与天文望远镜不同，双筒镜的视场经常不以“度”作单位给出，而是给出在1000米(码）处能