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1、折射式望远镜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(上图） 。他是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指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。用透镜将光线会聚的系统就是折射系统。早期的折射系统用一块单透镜制作，由于玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会产生严重的色差。为了克服色差引起的成像模糊，用不同折射率的玻璃可搭配成各种消色差的折射系统。常见的有双胶合物镜、双分离物镜、三分离物
2、镜等，分述于下： 1、双胶合物镜 这是一种常用的消色差望远物镜，用不同折射率的冕牌玻璃和火石玻璃搭配而成，当合理选配时可同时校正球差，色差及正弦差。但由于热胶合会产生玻璃变形而影响精度，一般口径不宜超过 80mm。自从有了紫外固化冷胶后，胶合透镜的口径大大增大。南京天文仪器研制中心的 KP150SR，口径为 150mm，为冷胶双胶合透镜，成像质量颇为理想。但由于这种物镜不能校正轴外像差，视场角不宜太大，相对孔径也不宜过大。双胶合物镜不能校正二级光谱，其值与焦距成正比，是个定值。只有用特种火石玻璃做负透镜时，二级光谱可减少三分之一（例如 ED 镜头）。如果莹石玻璃作正透镜，二级光谱可以再降低六分
3、之一。2、双分离物镜 用于口径较大的望远镜物镜。由于可以利用正负透镜之间的间隙设计，使带球差有所降低，但色球差依然不能校正，二级光谱反而有所增大，其他像差校正与双胶合透镜雷同。但装备稍困难一些，对物镜框的要求高一些。3、三分离物镜 由于可以任意选择镜面的曲率半径、透镜材料、透镜厚度及相互间隙，可以有利地校正色球差。在相对孔径很小时，如果玻璃选择合适，是可以消除二级光谱的，我们将此类物镜称之为复消色差物镜。三合透镜也可设计成天体照相物镜。 4、四片以上的物镜 为了获得大口径、大相对孔径的透镜系统，满足拍摄和观测大视场天体的需要，可以设计不同组合的折射式天体照相物镜系统。反射式望远镜第一架反射式望
4、远镜诞生于 1668 年。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，使经主镜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象差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功。反射望远镜在天文望远镜中应用十分广泛。由于这种系统对玻璃材料在光学性能上没有特殊要求，光线不需透过材料本身，而重量较轻无色差又是反射镜的一大优点，因此大口径的望远镜都采用反射式。但是反射物镜表面精度对光程的影响是双倍的，如果仅由一
5、个反射表面来成像，则此表面所需的精确度（垂直入射光）比单个折射表面的精确度要高四倍。可见反射表面磨制的要求是很高的。再加上需经常重新镀反射面及部件组装、校正的困难，反射系统在科普望远镜中应用受到限制。反射望远镜中常用的有牛顿系统、卡塞格林系统、格雷果里系统、折轴系统，等等。现代的大型反射望远镜，大都通过镜面的变换，在同一个望远镜上得到不同的系统，以用于不同的观测项 B。下面分别介绍常用的几种系统。 1、牛顿系统 牛顿系统是反射系统中最简单的光学系统（见下图）。为了消去球差，主镜一般制成抛物面。但当相对孔径减小到 1/12 以下，主镜可制作为球面。它的结构简单，磨制比较容易，成本低廉。国内外爱好
6、者自制的天文望远镜大多采用此系统。但由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。2、经典卡塞格林系统及 R-C 系统 经典卡塞格林系统的主镜为抛物面，副镜为双曲面（见下图），而 R-C 系统主镜为双曲面，副镜也是双曲面。此二类系统在大望远镜制作中经常使用，光学质量甚佳。由于主副镜均为非球面，加工难度甚大，制作成本高昂，再加上视场角较小，所以科普天文望远镜中不常用。南京天文仪器研制中心的 KP400K 采用卡塞格林系统。3、格雷高
7、里系统 这个系统也是由二个反射面组成，主镜仍为抛物面；而副镜为椭球面。此系统形成正立像，其镜筒比卡塞格林及 R-C 系统的长一些。 在反射望远镜中，有时会设计成多个焦点，用以产生不同的相对孔径、视场角及焦距。在大型望远镜设计中，在一个镜筒中分别留有主焦点、卡焦及折轴焦点。而在科普仪器中将卡焦与牛顿焦点并存，对使用者大有益处。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改正镜，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，这种望远镜光力强、视场大、象差小，适合于拍摄大面积的天区照片，尤其
8、是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。1940 年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜，制造出另一种类型的折反射望远镜，它的两个表面是两个曲率不同的球面，相差不大，但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面，比施密特式望远镜的改正板容易磨制，镜筒也比较短，但视场比施密特式望远镜小，对玻璃的要求也高一些。1、施密特系统及施密特-卡塞格林系统 施密特系统由球面反射镜和施密特正镜组成（见下图），改正镜是一个透射元件（也有反射式施密特），其中一面是平面，另一面是非球面。非球面的面形能够使中央的光束略有会聚，而边缘的光束略有发散，这样能使整个系统的球差得到很好的校正，
9、且主镜不产生彗差、像散和畸变，而仅有场曲。专业望远镜往往把接收器制成球面而得以消除场曲，它的大视场、优像质，在专业天文望远镜中得以青睐。但是，施密特系统不能用于目视，在科普天文望远镜中甚少应用。 将施密特系统稍加改型，加一球面反射镜使成像在卡焦上，此系统即为施密特-卡塞格林系统。这种系统在科普望远镜中应用很多。特别需要指出的是，目前有些国外商家将仅有一平面封口玻璃的反射系统称之为施-卡系统是不正确的。2、马克苏托夫系统和马克苏托夫-卡塞格林系统马克苏托夫望远镜系统由球面反射主镜和负弯月形透镜组成。在一定条件下，弯月形副镜可不产生色差，且能补偿球面主镜所产生的球差。此外，光阑和厚透镜的位置接近于
10、主镜的球心，产生的轴外像差很小。由于全部光学表面均为球面，加工比较容易。但口径增大时，厚透镜大而重很不利，且此系统与施密特系统一样而无法目视。科普望远镜中用的马克苏托夫望远镜一般是指马克苏托夫-卡塞格林式望远镜（见上图）。加一球面反射镜使成像在卡焦。此系统像质优良，且光学零件表面均为球面，容易加工，较易装、校，在小型天文望远镜中时有应用。天文望远镜的基本光学性能参数天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项：1、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。2、焦距（f）望远镜光学系统往往有二
11、个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。物镜焦距常用 f 表示，而目镜焦距用 f表示。物镜焦距 f 是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。3、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。这是望远镜光力的标志，故有时也称 A 为光力。彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径 A 和有效口径 D 之积（D2/f）成正比。因此，作天体摄影时，要注意选择合适的
12、 A 或焦比 1/A（即 f/D。照相机上称为光圈号数或系数）。4、分辨角（它的倒数称分辨本领）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)对于照相望远镜， 取下式：”=(3100A+113)/D (D 以 mm 为单位)此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角
13、”来表示：”=206265/f例如对于 KP200R 的主镜筒，f2400mm，则比例尺 ”206265/240086”/mm5、放大率（G）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。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，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 12 倍。6、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（）。望远镜的视场往往在设计时已被确
14、定。折射望远镜受像质的限制而约束了视场角，反射望远镜或折反射望远镜往往受副镜尺寸影响而约束了视场角。但对于天体摄影，视场还可能受接收器像素尺寸大小的约束。望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。在未知视场的数值时，可以自行测量。以望远镜对准天赤道附近某一颗恒星，调好仪器，使星像在视场中央通过。仪器不动（不开转仪钟），记录该星经过视场的时间间隔，设为 t 秒，星体的赤纬为 ，则视场角为=15ts cos7、极限星等或贯穿本领在晴朗无月的夜间，用望远镜观察天顶附近的最暗星的星等，称为极限星等（mb），极限星等与望远镜的有效口径、相对口径、物镜的吸收系数、大气吸收系统和天空背景亮度等多种因
15、素有关。不同作者给出的经验表达式，略有差异。较简单的估计式为m=2.1+5lgD式中 D 用 mm 为单位，对于照相观测，极限星等还跟露光时间及底片特性等有关。有一个常用的经验公式：mb=4+5lgD+2.15lgt式中 t 为极限露光时间，不考虑底片的互易律失效，也没有考虑城市灯光的影响。检验望远镜极限星等的方便方法，是利用昴星团中央处选标星的标准星等，或者用北极星（NPS）的标准星等（照相星等，仿视星等）来估计或推算。天文望远镜的架台望远镜的架台一般可分为地平式 支架和赤道式支架二大类。 一、地平式支架 地平式 支架是望远镜架台中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴系，一根在铅垂
16、方向，叫垂直轴，也即是方位轴，另一根位于水平面内，叫水平轴，也即是高度轴。高度一般有 090。度盘，而方位则往往有 0360。度盘。如果跟踪天体周日运动（天体的方位与高度都随时在变化），必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。因此，在普及望远镜中地平式装置多不采用，仅在以下情况下采用：第一种情况是观测彗星及人造卫星的专用望远镜。为了方便地目视搜寻彗星，彗星搜寻者习惯于使用地平式装置，有的甚至将观测椅和寻彗镜设计成一体以减少观测者的疲劳。在专业或业余拦截观测人造卫星的仪器中，由于人造卫星运动速度快而大部分采用地平式装置。其中为全国各人造卫星观测站配备的广角望远镜和人卫打印经纬仪都采用地平式装置。此外一些流星雨观测者，也有将流星雨的拍摄装置设计成地平式的。 第二种情况是为了降低成本，也为了能兼顾地面观测方便而设计成地平式。此类往往用于价廉的天文望远镜，特别是采用一些木制脚架。爱好者自制望远镜时，为了方便制作而大都采用地平式，且高度及方位二
