望遠(yuǎn)鏡和觀測

天文望遠(yuǎn)鏡北京天文館李昕天文望遠(yuǎn)鏡的基本情況口徑（D）：指望遠(yuǎn)鏡物鏡所能收到的最大光束的直徑。焦距（F）：從望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)主點到主焦點的距離。焦比： 焦比=F/D

在攝影時，焦比數(shù)字越大，光力越弱； 照相機鏡頭上稱為光圈。極限星等：將望遠(yuǎn)鏡指向天頂，肉眼所能看到的最暗恒星的星等稱為極限星等，也叫貫穿本領(lǐng)。極限星等ml與以厘米為單位的望遠(yuǎn)鏡有效口徑之間的簡單關(guān)系由公式ml=6.9+5lgD給出。例如有效口徑15厘米的望遠(yuǎn)鏡，極限星等約為12.8等。分辨率：把望遠(yuǎn)鏡能分清為兩個物點的最小角距離稱為分辨分辨率。望遠(yuǎn)鏡的口徑?jīng)Q定分辨率。放大率：放大率=F物/F目望遠(yuǎn)鏡的有效放大倍數(shù)：一般是物鏡有效口徑以毫米為單位的值。視場：用目視望遠(yuǎn)鏡觀測星空時所能見到的天空部分的角直徑叫視場。當(dāng)目鏡的工作視場一定時，望遠(yuǎn)鏡的視場與放大率成反比。望遠(yuǎn)鏡主要解決“看得見”和“看得清”兩方面的問題。光的衍射現(xiàn)象限制了“看得清”的能力。天文望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展簡史意大利物理學(xué)家伽利略（1564-1642）1608年荷蘭的眼鏡商漢斯.里帕席根據(jù)學(xué)徒的偶然發(fā)現(xiàn)，制成了第一架望遠(yuǎn)鏡。1609年，伽利略制成了兩架最早的天文望遠(yuǎn)鏡

。

伽利略把自制的口徑4.5厘米，放大倍率33倍的望遠(yuǎn)鏡指向天空，很快發(fā)現(xiàn)了月球上的環(huán)形山、圍繞木星運轉(zhuǎn)的四顆衛(wèi)星、金星的盈虧現(xiàn)象、日面上的黑子、銀河由無數(shù)暗弱恒星構(gòu)成等現(xiàn)象。色差原理1666年，牛頓證明天體的光并非單色光，而是由各種顏色的光混合而成。望遠(yuǎn)鏡的色差是由于透鏡對不同顏色的光具有不同的折射率而造成?？茖W(xué)巨匠牛頓（1642-1727）早期巨型折射鏡1673年，波蘭的赫維留（1611-1687）制成了一架長達(dá)46米的望遠(yuǎn)鏡，吊在30米高的桅桿上，要許多人用繩子拉著它起落升降。赫歇爾的望遠(yuǎn)鏡1781年3月13日，英國天文學(xué)家威廉.赫歇爾（1738-1822）用他自制的口徑15厘米的反射鏡發(fā)現(xiàn)了天王星，把太陽系的尺度擴大了一倍。發(fā)現(xiàn)了天王星后，赫歇爾磨制的望遠(yuǎn)鏡口徑越來越大，他是使反射鏡大型化的始祖。1789年赫歇爾制成當(dāng)時世界上最大的望遠(yuǎn)鏡。口徑1.22米，焦距12.2米。消色差折射鏡的出現(xiàn)牛頓從理論上弄清了色差的成因，但錯誤的做出折射物鏡色差無法消除的結(jié)論。由于牛頓極高的威望，不少人盲從了他的觀點。直到18世紀(jì)30年代，英國數(shù)學(xué)家C.M.霍爾發(fā)現(xiàn)，用冕牌玻璃作凸透鏡，用火石玻璃作凹透鏡，所制成的復(fù)合透鏡能消除色差。大型折射鏡19世紀(jì)下半葉是大型折射望遠(yuǎn)鏡的時代，美國的光學(xué)制造家克拉克父子在1870年以后陸續(xù)磨制了口徑66厘米、76厘米、91厘米、102厘米的折射鏡。巨型反射鏡20世紀(jì)的上半葉巨型反射鏡又占了上風(fēng)。由于磨制材料的改進(jìn)，用玻璃代替了金屬，并發(fā)明了玻璃鍍銀技術(shù)，許多大口徑反射鏡相繼建成。1948年口徑508厘米的海爾反射望遠(yuǎn)鏡交付使用。2007年5月落成的云南天文臺高美古觀測站2.4米反射望遠(yuǎn)鏡LAMOST國家天文臺興隆觀測基地主鏡口徑6米最大的望遠(yuǎn)鏡位于夏威夷莫納克亞山上的凱克I、II望遠(yuǎn)鏡，直徑各10米，由36面1.8米的六角型鏡面拼合而成

折反射望遠(yuǎn)鏡1930年德國的施密特制造出第一架折反射望遠(yuǎn)鏡。同時使用反射鏡和折射鏡。反射鏡是球面鏡，放在球面曲率中心的形狀奇特的透鏡做“改正鏡”，可以補償反射鏡引起的球差，又不會產(chǎn)生彗差和明顯的色差。（下圖）1940年蘇聯(lián)光學(xué)家馬克蘇托夫發(fā)明馬克蘇托夫望遠(yuǎn)鏡，和施密特望遠(yuǎn)鏡類似，它的改正鏡是彎月形，兩個表面都是球面。制作容易。和反射鏡相比，折反射鏡的視場可以做的較大，有利于拍攝。天文望遠(yuǎn)鏡的幾種類型折射鏡反射鏡折反射鏡折射鏡光路圖反射鏡光路圖射電望遠(yuǎn)鏡

1931年至1932年，美國的電信工程師央斯基（1905-1950）在研究無線電短波通訊中的各項干擾因素時，用無線接收天線，接收到來自銀河中心的電磁輻射，開創(chuàng)了射電天文學(xué)。射電望遠(yuǎn)鏡澳洲帕克斯射電望遠(yuǎn)鏡

密云天線陣用于嫦娥工程的

50米巨型射電望遠(yuǎn)鏡大氣窗口

太空望遠(yuǎn)鏡

天文望遠(yuǎn)鏡的支架結(jié)構(gòu)地平式裝置一條軸線沿鉛垂線方向，稱為豎直軸；另一條軸線沿水平方向，稱為水平軸。這種裝置稱為經(jīng)緯支架。追蹤天體的周日視運動需要同時改變轉(zhuǎn)動兩個軸。赤道式裝置一條旋轉(zhuǎn)軸沿平行于地球的自轉(zhuǎn)軸方向，這就是“極軸”，或曰“赤經(jīng)軸”。另一條軸與之垂直，正好位于天球的赤道面內(nèi)，稱為“赤緯軸”。這種裝置稱為赤道儀。在極軸對準(zhǔn)天極的情況下，追蹤天體的周日視運動只需要轉(zhuǎn)動赤經(jīng)軸。雙筒望遠(yuǎn)鏡雙筒望遠(yuǎn)鏡具有成像清晰明亮，視場大、攜帶方便、價格便宜等優(yōu)點，很適于天文愛好者用來巡天和觀測星云、星團、彗星等面狀天體。在晴朗無月的夜晚用雙筒鏡觀測時，可見在廣闊的視場之中繁星密布，偶爾有一、兩朵星云、星團點綴其間，令人心曠神恰。由于雙簡鏡有著廣泛的用途，所以在市場上它的品種繁多，性能也相差很大。雙筒鏡現(xiàn)在常見的是開普勒式雙筒鏡，它的視場比伽利略式的大，而且成像更加清晰，但開普勒式雙筒鏡成的是倒立的像，為了得到正像，在它的光路中加有轉(zhuǎn)像棱鏡或轉(zhuǎn)像透鏡，這些轉(zhuǎn)像裝置在地面觀測中是必不可少的。但像的倒正對天文觀測來說無關(guān)緊要，不過正像望遠(yuǎn)鏡可以給初學(xué)者找星帶來方便。雙筒鏡采用的是折射系統(tǒng)，可分為伽利略式和開普勒式兩種。伽利略式雙筒鏡結(jié)構(gòu)簡單，光能損失小、鏡筒較短、價格也較低，但是，它的放大率一般不能超過6倍，放大率再增加，視場就會迅速減小，視場邊緣變暗。成像質(zhì)量也會下降，所以這種雙筒鏡用得較少。雙筒鏡的口徑、放大率和視場一般都標(biāo)在鏡身上?？趶胶头糯舐视脙山M數(shù)字表示，例如“10×50”表示這架雙筒鏡的放大率為10倍?？趶绞?0毫米；再如“15～40×60”表示放大率在15倍至40倍之間可調(diào)，口徑是60毫米。視場是反映望遠(yuǎn)鏡性能的另一個重要參數(shù)。與天文望遠(yuǎn)鏡不同，雙筒鏡的視場經(jīng)常不以“度”作單位給出，而是給出在1000米(碼）處能