天文光学望远镜的基本性能参数主要有下列几项_天文望远镜的光学指标

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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 A=D/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 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 δ 表示.理论上根据光的衍射原理可得 δ=1.22λ/D 式中 λ 为入射光波长.在取人眼敏感波长(λ=5.55×10-4mm)时,δ 用弧度表示,有 δ〃=140〃/D(D 以 mm 为单位)对于照相望远镜,δ 取下式: δ〃=(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 α〃 来表示: α〃=206265/f 例如对于 KP200R 的主镜筒,f=2400mm,则比例尺 α〃=206265/2400=86〃/mm 5,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 1～2 倍.6,视场角(ω)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(ω).望远镜的视场往 往在设计时已被确定.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 δ,则视场角为 ω=15ts cosδ 7,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 mb=6.9+5lgD 式中 D 用 cm 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(见下图),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.天文望远镜大致可以分为以下三大类: 1.折射望远镜 折射望远镜是用透镜作物镜将光线汇聚的系统.世界上第一架天文望远镜就是伽利略制造的折射望远镜, 它是采用一块凸透镜作为物镜的,是最简单的一种望远镜.因而有的天文爱好者买了一块透镜,以为就解决了 望远镜的物镜问题.其实,由于玻璃对不同颜色光线的折射率不同(导致焦距不同),会产生严重的色差,单块 透镜成像还会产生较严重的象差(即“象”与“物”在形状与颜色方面的失真).举例来说,一颗遥远的恒星在优质 望远镜系统中应该成像为一个白色的光点(光点越小其光学系统质量越高,而在劣质望远镜中它会变成一个彩 色的光斑——很多人恰恰在这一点上存在模糊概念,举一个真实的例子:在 1979~1980 年哈雷彗星回归时, 我们亲耳听到一些来我们天文系观看哈雷彗星的参观者抱怨说, 他们在别处望远镜中看到的哈雷彗星是彩色的, 而在我们的望远镜中却是白色的,认为我们的望远镜质量不好,令他们失望,殊不知,他们恰恰是把伪劣与优 质弄了个颠倒!.)因此,现在正规的折射(或折反射)天文望远镜的物镜大都由 2～4 块透镜组成复合透镜,或采用特殊昂贵的 光学玻璃制作(如美国 meade 公司的 ed 系列),或将改正镜的镜面磨制成较为复杂的非球面(如施密特系统)等,用来尽可能消除色差与其他像差(但“残余色差”不可能完全消除).通常折射望远镜的相对口径较小,即焦 距长,底片比例尺(单位角距离的天体在底片上成像的距离)大,从而分辨率高,比较适合于做天体测量方面 的工作(如测量恒星的位置, 双星的角距等)当然由于它的相对口径.(物镜口径/焦距)较小, 星象的亮度(所 谓“光力”)会减弱,拍摄暗天体时的曝光时间要增加.折射望远镜由于对物镜光学玻璃的材质和制作工艺的要求较高,所

所以成本较高.由于它的镜身特别长,所 以限制了它口径的增加, 一般业余用的折射天文望远镜口径最大不超过 220mm,若再要加大口径, 成本将无法 承受(相比之下,另两种望远镜的成本要低得多).但对于小口径望远镜来说,它的制作成本还不算很高,而它 的优点是用途较广(既可用于天文观测, 也可用来观赏风光)使用和维护较方便, , 还是比较适合于爱好者选购.2.反射望远镜 反射望远镜的物镜是反射镜, 为了消除像差, 一般制成抛物面镜或抛物面镜加双曲面镜组成卡塞格林系统.在这种系统中,天体的光线在进入目镜前只受到反射,目前反射望远镜在天文观测中的应用已十分广泛.由于 镜面材料在光学性能上没有特殊的要求,且没有色差问题,也不需要极长的镜筒,因此,它与折射系统相比, 可以制成大口径的望远镜,也可以使用多镜面拼镶技术等;而镜面在镀膜后,可获得从紫外到红外波段良好的 反射率;因此较适合于进行恒星物理方面的工作(恒星的测光与分光),目前在世界上设计和建造的大口径望远 镜都是采用的反射系统,遗憾的是反射望远镜的反射镜面需要定期镀膜,故它在科普望远镜中的应用受到了限 制.反射望远镜由于工作焦点的不同又分为牛顿系统,卡塞格林(r—c)系统(如我国最大的 2.16 米望远镜)和折轴系统等,业余爱好者使用的反射望远镜多为牛顿系统,从外形上看,它与折射与折反射望远镜最大的不 同是它的观测目镜在望远镜镜筒的前端(如图).对业余爱好者来说,其突出的优点是没有色差且价格最低.由于反射望远镜的反射镜面在观测时是完全敞开在空气中,没有镜筒与物镜等的保护,所以极易受到尘埃与空 气中氧气等的污染与氧化,需要定期拆卸下来清洗,镀膜与重新安装校准,这对于没有经验的爱好者来说是相当困难的事.另外,反射望远镜由于视场很小(一般都小于 1°),因此它只能用于天文观测,不能用来观赏风 光等,这就使得反射望远镜的应用受到了限制.所以对观测经验不足的爱好者来说,我们一般不推荐购买反射望远镜 3.折反射望远镜 顾名思义是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统,它的物镜既包含透镜又包含反射镜,天体的光 线要同时受到折射和反射.这种系统的特点是便于校正轴外像差.以球面镜为基础,加入适当的折射透镜(也 称“改正镜”),用以校正球差,获得良好的成像质量.按照改正镜形状的不同,这类望远镜又分为马克苏托夫— 卡塞格林系统和施密特—卡塞格林系统(如美国 meade lx200 gps-smt 望远镜).由于折反射望远镜具有视 场大,光力强,能消除几种主要像差的优点,适合于观测有视面天体(彗星,星系,弥散星云等),并可进行巡 天观测.另

外,由于它的光线在镜筒内通过反射走了一个来回,所以与同样焦距的折射望远镜相比,其镜筒缩 短了一半以上,使整架望远镜的体积,份量大大减小,便于携带进行流动观测.它美中不足的是改正镜很难磨 制,所以成本较高,也无法把口径做得很大.但总的来说,由于它优良的成像质量和轻便性,多用途等突出的 优点,很适合天文爱好者使用 天文望远镜的机械装置 由于地球的自转, 天空中的所有天体都围绕着地球的自转轴, 沿着天球上的赤纬圈作东升西落的周日运动, 因此,望远镜所对准的天体,很快便会跑出视场,望远镜需经常不断地调整方向,才能始终对准目标,这就要 求望远镜必须安置在一个可以任意自由调整方向的装置上,这种装置有以下两种类型: 1.地平式装置 地平装置是望远镜装置中最简单的一种结构形式,它有两根相互垂直的旋转轴,一根位于水平面内,叫水 平轴(也即高度轴),可将望远镜在±90°的范围内调节高度;另一根在铅锤方向,叫垂直轴(也即方位轴), 可将望远镜在 0～360°的范围内调节方位.我们平时所见到的照相机,电影摄影机,摄像机所用的三脚架就是 这种地平式装置.望远镜镜筒可以围绕两个轴单独作上下或水平转动.它的优点是结构简单,紧凑,重量对称, 稳定性好,造价较低,可架设口径较大的望远镜,圆顶随动控制简单.缺点是由于水平与垂直两个转动方向与 天体作周日转动的方向都不一致,所以望远镜在跟踪天体时必须两个轴同时运动,操作比较麻烦;并且长期跟 踪时天体的像会在焦平面上旋转,所以不能进行长时间曝光拍摄;另外在天顶处有一无法观测的盲区.2.赤道式装置 赤道式装置也有两根相互垂直的轴,一根轴与地球自转轴平行,也即它和地平面的交角等于当地的地理纬 度,此轴叫赤经轴(或称极轴),它是跟踪轴,即望远镜在跟踪天体时,围绕其转动.在科普型天文望远镜中, 它往往设计成既能手动又能电动跟踪.望远镜围绕此跟踪轴的转速是 24h(小时)转一圈,也即 15°/h,或 15'/min(分钟),与天体的周日运动转速完全一致,所以可以实现望远镜同步跟踪天体的周日视运动,而且跟 踪时星象在焦平面上不会旋转,所以可以长时间曝光拍摄.另一根轴叫赤纬轴,望远镜绕它转动时,其指向是 沿着与天体的周日运动垂直的方向(即赤纬方向)变化,在跟踪时,望远镜完全不需要绕它旋转,仅仅在找星 时才需要绕它转动,因此,科普望远镜大多将望远镜设计成仅能绕赤纬轴手动旋转(在专业望远镜中则必须兼 具手动与电动两种功能).赤道式装置的望远镜按结构主要有德国式,英国式,摇篮式,马蹄式与叉式五种(参 见附图),科普天文望远镜采用得最多的是德国式与叉式.五种赤道装置(