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1、闲聊天文观测 和天文望远镜,北京天文馆 詹想,天文观测的一些基本概念,星星究竟是什么 大部分是恒星，能够自身发光发亮； 少数是行星，反射太阳光。 如何度量星星之间的距离？ 光年：1光年10万亿千米 秒差距： 1秒差距3.26 光年？千米,星座的来历,公元前三千年古巴比伦人对星空区划的创造，把亮星用假想的连线联起来，构成星座； 古希腊人的想象赋予星座之名和丰富的内容； 17世纪后随着航海地理大发现，完善南天星座的创立； 1928年国际天文学联合会确定了国际通行的全天划分为88个星座星空划分方法； 北天区29个星座、南天区47个星座、黄道12个星座。,天球,天球是一个假想的球，它是以观测者（或地心
2、）为中心，以无穷远为半径的球，所有天体都投影在这个球面上。,两大坐标系,地平坐标系,赤道坐标系,天体的角距离,在天球上度量两个天体之间的距离，不用长度单位，而用角度单位。,天极的高度等于当地地理纬度示意图,我国自己的星空区域划分方法,三垣四象二十八宿 拱极区附近： 紫微垣、太微垣、天市垣 黄、赤、白道附近： 东方苍龙：角、亢、氐、房、心、尾、箕 北方玄武：斗、牛、女、虚、危、室、壁 西方白虎：奎、娄、胃、昴、毕、觜、参 南方朱雀：井、鬼、柳、星、张、翼、轸,星星与我们的距离都一样远吗？,星星的命名,希腊字母； 拉丁字母； 数字； 更复杂的 科学编号； 我国的命 名体系。,星等的概念,公元前2世
3、纪古希腊天文学家喜帕恰斯首先提出星等概念，他把看到的恒星按亮度分成 6等，最亮的 1等，最暗的 6等。 1850年英国天文学家普森（N.R.Pogson)经过研究并用仪器精密测定，把星等概念科学定量化。,1等星的亮度距离1公里远的1烛光的亮度,更精确的星等,星等相差5等，亮度差为100，那么星等差1等，亮度之比为多少倍？ 2.512倍！ 为了精确，又引入了小数星等和负数星等。如天狼星是 -1.4等，织女星是0.0等，轩辕十四是1.4等。 肉眼可见的6等以上恒星全天约为6000颗。 绝对星等：把恒星放在同一处（ 32.6光年处），来看它们的亮度，得出的结果就是该星的绝对星等。,天文望远镜的基本情
4、况,关于天文望远镜的两个常见问题,你这台望远镜能看多远？ 你这台望远镜能放大多少倍？,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：
5、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。,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 。,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
6、构成等现象。 开普勒改进了这种望远镜,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。,178
7、9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
8、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。,07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,2009年建成的LAMOST 国家天文台兴隆观测基地 4米级的望远镜,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
9、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。,天文望远镜类型总结,折射镜 反射镜 折反射镜,折射镜光路图,反射镜光路图,折反射镜光路图,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
10、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
11、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“1050”表示这架双筒镜的放大率为10倍。口径是50毫米；再如“154060”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）处能看到的景物的最大宽度。如“131m/1000m”或“393Ft./1000Yd.”表示用这架双筒镜能看到1000米(码)处的景物的最大宽度为131米(393英尺)。,天文观测和摄影的基本方法,
