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1、第三章 观测设备,三、望远镜的光学系统及其分类,光学望远镜可按光学部分和机械装置来分类。 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。它起着聚集光量的作用，显示着探测天体的威力。 物镜是透镜的叫折射望远镜； 物镜是反射镜的叫反射望远镜； 物镜是反射镜，它前面再加一块改正像差的透镜组成的望远镜叫折反射望远镜。,折射望远镜(refracting telescope systems) 伽利略首先使用折射望远镜进行了天文观测，如下图是伽利略制造的望远镜。伽利略的望远镜是利用透镜聚集光，且将其会聚于一点，产生放大的影像，它是应用着光线穿过玻璃时会弯
2、曲（透镜折射）的原理，所以伽利略的望远镜被称为折射式望远镜。,折射望远镜(refracting telescope )：,An objective lens brings light to a focus. Similar design to microscopes. Objective lens: Focuses the light Eyepiece lens: Determines the magnification and acts as an aperture stop.,因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜。双透镜物镜由相距很近的一块冕牌
3、玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长(656.3nm H，486.1nm H)完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱。,在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。由于像散等像差未得到改正，双透镜物镜的相对口径(光力)较小，一般为1/15-1/20，可用视场也不大(23)。 为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。三透镜物镜系统的相对口径可达到1/7。,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，中小型天文望远镜及许多专用仪器多采用折射系统。 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。,目前折射望远镜使用得很少，原
4、因有几点： 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。,1897年开始使用的叶凯士透镜折射望远镜直径长达1.01米，但目前仍是全世界最大的透镜折射式望远镜。在现代设计新型下一代望远镜时已不再考虑折射望远镜系统。,A=1/19.4,2. 反射望远镜(reflecting telescope ) 反射望远镜的物镜由反射镜(凹面)组成，它在光学性能方面的最重要特点是没有色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。 反射望远镜常用的物镜系统有牛顿系统、主
5、焦点系统、卡塞格林系统、RC系统、折轴系统等。前两者只有一块曲面反射镜，称简单式物镜系统，其它的几种则有两个和两个以上的曲面反射镜，称复杂式物镜系统。,（一） 牛顿式系统 小型反射望远镜往往做成牛顿式，这种系统的望远镜是牛顿1668年发明的。 物镜是一曲面反射镜，在物镜的主焦点前加上一块和光轴成45的平面反射镜，把光线转向镜筒一侧，使成像于镜筒之外，便成为牛顿系统。,小型牛顿式反射望远镜的物镜常采用球面镜，这种反射望远镜除了不存在色差外，其它各种像差均未消除。为了消除球差，一般中型和大型的反射望远镜的物镜都是旋转抛物面镜。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
6、镜的视场。 对牛顿式反射望远镜而言，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。有时在牛顿式系统镜筒侧面安置不同的终端设备，转动平面镜就可以使其中一个处于工作状态。,（二） 主焦点系统 由一块反射镜组成的系统，在物镜的主焦点进行观测称为主焦点系统。这种系统常用于口径较大的反射望远镜中，其相对口径通常在1/51/2.5之间。由抛物面反射镜构成的主焦点系统没有球差，但有严重的彗差。 主焦点式的反射望远镜视场特别小，适于做单颗星的分光、测光工作。由于只经过一个反射面，由反射引起的光的损失小，所以它还适于做小视场的暗弱天体的照相工作。,（三） 卡塞格林系统 经典的卡塞格林是167
7、2年由卡塞格林（G. D. Cassegrain）首先提出的。主镜为抛物面镜, 付镜为凸的双曲面镜。在物镜的中心挖一个洞。,图中大的反射镜称为主镜，小的反射镜称为副镜，主镜是抛物面，副镜为双曲面。F1既是主镜的焦点，也是双曲面的一个焦点，而F2是双曲面的另一个焦点。根据圆锥曲线的光学性质，若副镜是以F1、F2为焦点的双曲面，则原来无球差地会聚到F1点的光线经副镜反射后会无球差地会聚到F2点。 卡塞格林系统地等效焦距f由下式决定：,这种系统的相对口径通常是1/151/7。卡塞格林系统因为相对口径变小，因而在一定程度上扩大了视场。在卡塞格林系统焦点上安置终端设备，并不像主焦点系统那样存在挡光问题，
8、因而可以安置较大的终端设备。为了在卡塞格林式望远镜上同时安装几种不同的终端设备，常在卡塞格林焦点前加上一块和光轴成45的平面镜，使成像于镜筒侧面，这种卡塞格林系统称为耐司姆斯系统。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。 卡塞格林是最常使用的天文望远镜系统。,（四） R-C系统 RC系统（Ritchey-Chretien System）最早在20世纪20年代由克列基昂（H. Chretien）提出设计，并于30年代由里奇（G. W. Ritchey）制成。 它的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
9、场。 其光路图与卡塞格林系统相似，因而常被看成满足齐明条件的卡塞格林系统。RC系统视场比同样相对口径的主焦点系统和卡塞格林系统大好几倍，但像场是个曲面，要采用弯曲底片以消除场曲。我国2.16米望远镜就是采用RC系统。RC系统的缺点是，因为其主镜是双曲面，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。,R-C系统,（五） 折轴系统 大型反射望远镜经常设有折轴系统。将望远镜的轴做成空心的，在其中加入几块平面反光镜或转向棱镜等光学元件，使光从空心轴中射出，这种系统称为折轴系统。,一架大口径反射望远镜一般设有主焦点系统（或牛顿系统）、卡塞格林系统、折轴系统等数种光学系统。当
10、由卡塞格林系统转换为折轴系统时，副镜B应换成另一种形状的双曲面。,美国加州帕洛马山（Mount Palomar in California） G.E. Hale (海尔)望远镜 帕洛马天文台 5.08米 530吨 卡塞系统 折轴系统 1948 年建成 称雄近半个世纪,我国2.16m望远镜,这是中国大的光学望远镜，这架望远镜的口径是2.16米。它的光学系统包括一个有焦比为f/9的R-C光学系统和焦比为f/45的Coude(折轴)系统。这架望远镜用来成像、光电观测和光谱观测。,卡焦(R-C)系统的焦距为1944cm，视场11”.61,加改正镜后可达53，配有CCD，可直接成像和中色散的光谱拍摄。
11、折轴系统的焦距为9720cm，焦平面1mm相当于太空2”.12角直径，配有高色散的阶梯光栅摄谱仪。 两种系统均采用主镜导星。 每年观测可超过270夜,对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制。磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在200-900nm波段范围的反射率都大于80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。,反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于1.34米的光
12、学望远镜全部是反射望远镜。 一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场。反射望远镜主要用于天体物理方面的工作。,3. 折反射望远镜 采用使光线先经过透镜再由反射镜成像的物镜系统的望远镜称为折反射望远镜。折反射望远镜主要有施密特望远镜和马克苏托夫望远镜两大类。在这两类的基础上又进一步产生了贝克尔系统、马克苏托夫卡塞格林系统、超施密特系统等类型的折反射望远镜。在折反射望远镜中，由球面反射镜成像，折射镜也称改正镜，用于校正球差。,（一） 施密特望远镜 施密特望远镜是1931年德国的光学家施密特
13、（B. V. Schmidt）发明的，其主镜为球面镜。这种系统的视场很大。由于该系统是球面系统，因此它具有严重的球差。为此再在光栏处附加一个改正镜以修正球差，这样就得到一个视场大且像质优良的系统。改正镜一面是平面，另一面中央稍微隆起，远离中心处则稍凹，这样中央部分将起会聚透镜的作用，而远离中心的部分则起发散透镜的作用，从而使近轴光线和远轴光线的会聚点彼此靠拢并重合在一起。 施密特系统的视场都是弯曲视场。,它的特点是相对口径很大(甚至可大于1)，光力强，同样口径下，比其它望远镜的视场大，像质优良，一般施米特望远镜有效视场可达5度。适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。小型目视望远镜若采用折反
14、射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。,一般说来，为了使视场边缘的星象没有渐晕，反射镜一般为改正镜口径的1.5倍左右。常表为分数形式: 60/90。现在最大的施密特望远镜在德国史瓦西天文台，其口径为1340/2000毫米，其次为美国帕拉玛山天文台，口径为1220/1830毫米。我国国家天文台也有一台施密特望远镜，口径是600/900毫米。世界上几乎所有的全天照像星图都是施密特望远镜完成的。,帕洛马天文台 1.22米施密特望远镜50年代对北天进行了照像巡天，对亮于21m的天体全部拍了照片，每张照片是6.66.6，这就是著名的“帕洛马天图”，它对天体物理和天体测量工作都有极大的推动作用。 1985年开始
15、新的巡天，现已被扫进了计算机，供观测时认星使用。,国家天文台的60/90施密特望远镜的大视场CCD多色测光巡天。,The Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope -LAMOST 大天区面积多目标光纤光谱天文望远镜,一台4米口径、5o视场的光学望远镜。是一台横卧于南北方向的中星仪式反射施密特望远镜。它由在北端的反射施密特改正板MA、在南端的球面主镜MB和在中间的焦面构成。球面主镜及焦面固定在地基上，反射施密特改正板作为定天镜跟踪天体的运动，望远镜在天体中天前后时进行观测。,焦面上放置的光纤，将天体的光分别传输到光谱仪的狭
16、缝上，然后通过光谱仪后的CCD探测器同时获得大量天体的光谱。,MA改正镜为24块对角线1.1米，厚为25mm六角形拼镜面结构, 镜面总重为1.2吨, 包括支撑镜室桁架在内的高度转动部分总重约为11吨。,LAMOST的圆顶由MA圆顶, MB南基墩塔楼和焦面光谱仪楼三部分组成,（二） 马克苏托夫望远镜 马克苏托夫折反射望远镜是20世纪40年代处苏联光学家马克苏托夫发明的。和施密特望远镜相类似的是，它也是在一个凹球面反射镜前加一块改正球差的的透镜组成，但不同的是改正透镜是一块弯月形透镜。适当选择透镜两面的曲率和厚度，可以使弯月形透镜产生足以补偿凹面镜的球差，同时又满足消色差条件。而当弯月形透镜放在主镜焦点附近的某一位置时还可以消去彗差。马克苏托夫系统的像散很小，但场曲较大，焦面为曲面。,马克苏托夫系统和施密特系统相比各有优缺点。马克苏托夫系统的优点是： 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、相对口径条件下，镜筒要比施密特望远镜的短。 马克苏托夫望远镜
