天文望远镜基本原理.ppt

1、天文望远镜基本原理,望远镜的分类,折射式望远镜 反射式望远镜 折反射式望远镜,折射式望远镜,折射望远镜是以透镜为物镜的望远镜，它会使从远方来的光折射集中在焦点 折射望远镜的好处： 使用方便,稍微忽略了保养也不会看不清楚。 镜筒内部由物镜和目镜封着,空气不会流动,所以比较稳定。 由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好。 口径不大的透镜皆为球面,可以机械研磨大量生产,故价格较便宜。,折射式望远镜的发展,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。他是

2、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第一次指向天空，得到了一系列的重要发现，例如发现月球上的环形山和木星上的大红斑和四颗卫星等，他的这些观测结果给哥白尼的日心说提供了直接证据。天文学从此进入了望远镜时代 由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这就不得不将镜身造得很长,折射式望远镜的发展,1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。

3、 1757年，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。,折射式望远镜的发展,望远镜的口径大小是衡量一架望远镜性能的最主要因素，口径越大，望远镜的性能越好 十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮 世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的， 其中最有代表性的是1886年建成的口径91厘米的里克望远镜和1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜。 其中叶凯士望远镜达到了折射式望远镜

4、的高峰,此后再无更大的折射式望远镜出现,折射望远镜的分类,伽利略式 优点：透过望远镜所看到的像与 实 际用眼睛直接看的一样是正立像, 地表观物很方便 缺点：不能扩大视野,目前天文观 测已不再使用此型设计。 开普勒式 使用凸透镜当目镜，现今所有的折射式望远镜皆为此型, 成像上下左右巅倒, 但这样对我们天体观 测 是没有影响的, 因为凸透镜可以把两枚以上的透 镜放在一起成一组而扩大视野,并且能 改善像差除却色 差。,反射式望远镜,反射望远镜首先通过一面凹面镜将入射光线会聚于一点的，此凹面镜叫作主镜 然后用一面叫做副镜的小镜将主镜所收集的光反射出镜筒外面 再用目镜观察所成的像 优点 由于主镜是镜子,

5、光不需通过玻璃内,所以完全不会 有色差,也不太会吸收紫外光或红光 缺点 虽无色差但有其它各类的像差。如将反射凹面磨 成拋物线形 (Parabolic),则可消除球面差。,反射式的常见类型,牛顿式 1668年，牛顿做出了第一架反射式望远镜。 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像差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨 大的成功。,反射式的常见类型,

6、牛顿制作的第一架反射式望远镜,反射式的常见类型,卡赛格林式 1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的另一种设计方案，他利用一块双曲面凸镜(Convex hyperboloid)作为副镜,在主镜焦点前将光线聚集,穿过主镜一个圆孔而聚焦在主镜之后。 虽然经副镜反射的光稍有些发散，降低了放大率，但是它消除了球差，而且这样制作望远镜还可以使焦距很短。,反射式望远镜的功绩,1918年末，由海尔主持建造的口径为254厘米的胡克望远镜投入使用。 天文学家用这架望远镜第一次揭示了银河系的真实大小 和我们在其中所处的位置。 更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远 镜观测的结果。 二十世纪二、三十年

7、代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大反射式望远镜的热情。 1948年，美国建造了口径为508厘米望远镜，为了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。 从设计到制造完成海尔望远镜经历了二十多年 尽管它比胡克望远镜看得更远，分辨能力更强，但它并没有使人类对宇宙的有更新的认识。,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修正镜，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,望远镜的光学性能,望远镜的光学性能,天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列项： 1、物镜的口径（D）

8、2、相对口径（A）与焦比（1/A） 3、分辨角（） （它的倒数称分辨率） 4、放大率（G） 5、视场角（） 6、极限星等或贯穿本领,物镜的口径（D）,望远镜的物镜口径一般是指有效口径，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。 有效口径是衡量一架望远镜性能的最重要指标,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AD/f。 天体摄影，对此有一定要求,分辨角 （它的倒数称分辨率）,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，以表示。 理论上根据光的衍射原理可得 =1.22/D

9、 式中为入射光波长。 在取人眼敏感波长（5.5510-4mm）时，用弧度表示，有 =140/D (D以mm为单位) 从上式可以看出对于给定的波长分辨率正比于望远镜的有效口径 ,放大率（G）,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。 放大倍数是如何计算的？ 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。一般每台望远镜都配有几个焦距不同的目镜，以实现不同的

10、放大率,分辨率与放大率的关系,对天文观测来说，清晰比放大率更重要 在观测过程中，许多初级天文爱好者都希望放大倍率越大越好。 实际上由于受物镜分辨率，大气视宁静度等因素的影响，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1.52倍以内。 超出了这一限制，由于光的衍射作用，成像反而会变得模糊。 在物镜口径不变的情况下，由于放大率越大，成像就会越暗，因此不利于观测暗弱天体。,分辨率与放大率的关系,放大率不改变望远镜的分辨率 在天文观测的对象中，有的天体有视面，例如月亮、近地行星、星云等；有的没有可分辨的视面，例如遥远的恒星；有

11、的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。 因此在观测过程中应根据不同的观测对象选用不同放大率的目镜,视场角（）,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（）。 望远镜的视场角一般在设计时就已经确定 望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。因此高倍率目镜不适于用来寻星,极限星等（贯穿本领）,在晴朗无月的夜间，用望远镜能观察到的的最暗的星的星等，称为该望远镜的极限星等（mb） 除去物镜对光的吸收、大气影响 和天空背景亮度等客观因素后，极限星等与望远镜的有效口径有密切关系 较简单的经验公式为 mb=6.9+5lgD （式中D用cm为单位） 不同出处的文章该公式可能会略有差异,望远镜光学性能小结,从以上几个方面可以看出望远镜的分辨率、极限星等和相对口径三个性能参数完全由有效口径确定 望远镜的最大放大率要受到分辨率的制约，因而也受到有效口径的制约 综上所述，有效口径是衡量望远镜性能的最重要的参数 正因为如此，现代大型望远镜都不断追求更大的口径,当今世界著名望远镜,凯克天文望远镜,凯克天文望远镜是由美国加州理工学院筹划建造的，他有两个独立的望远镜组成，每个有300吨重。 主镜的口径为10米，每个主镜片是由36块直径1.8米的小镜片拼凑而成,凯克天文望远镜,凯克的主镜 两台10米口径望远镜同时