第三章 天文望远镜简介

第四章天文望远镜§4.1、光学望远镜的分类1、折射望远镜：利用光线通过凸透镜的折射聚光形成光路。2、反射望远镜：利用曲面反射镜聚光形成光路。3、折反射望远镜：用球面反射镜为聚光主镜，在主镜前加一特殊形状的改正透镜，用来改进球面镜的成象条件。1、折射望远镜1）伽利略式：正像，视场小，不能安装叉丝。2）开普勒式：视场大，便于安叉丝，反像。物镜、目镜由不同折射率的光学玻璃复合成的。折射望远镜：用透镜作物镜的望远镜伽利略望远镜光路图开普勒望远镜光路图1897年制造的1.02米（美国叶凯士天文台）的折射镜仍是世界之最。2、反射望远镜1）主焦点式：反射镜为抛物面2）牛顿式：反射镜为球面镜，加上平面镜3）卡赛格林式：主镜为抛物面镜，副镜为凸的双曲面镜4）R—C系统：凹双曲+凸双曲（改进型）5）折轴式：加入几块平面镜使光束从极轴方向射出反射望远镜的主焦点式反射镜为抛物面牛顿式反射镜为球面镜卡塞格林式抛物面、凸的双曲面镜。折轴式3、折反望远镜1）施密特式：球面反射镜+复杂的折射改正透镜。2）马克苏托夫式：球面反射镜+弯月形折射改正透镜。为了使视场边缘的星象没有渐晕，一般反射镜为改正镜口径的1.5倍。施密特望远镜是折反射系统，系统中的主镜为一个球面反射镜，在球心处，物镜的前面还配置了一个改正透镜，用以改正反射镜的像差。这种系统是一个可以得到大视场的优质成像系统。一般施密特望远镜有效视场可达5度。位于智利的欧洲南方天文台的施密特照相仪（1000/1620）1972年MeadeLX200望远镜即为施密特-卡塞格林望远镜§4.2、望远镜的性能天文光学望远镜的性能指标评价一架望远镜的好坏首先要看望远镜的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。望远镜的光学性能指标，主要有六个参量:有效口径相对口径(光力)放大率贯穿本领(极限星等)分辨本领视场1）口径DI∝πD2物镜起集光作用的直径，口径越大收集的辐射越多越能观测到暗弱的天体。口径愈大能收集的光量愈多，即聚光本领就愈强，口径愈大愈能观测到更暗弱的天体。因而，大口径显示着探测暗弱天体的威力大，这是因为望远镜接收到天体的光流量与物镜的有效面积（πr2）成正比。此两幅照片曝光时间相同，但下面的照片所用望远镜的口径大两倍。2）相对口径A：A=D／F望远镜的光力也叫相对口径，即口径D和焦距F之比，A=D/F。光力的倒数叫焦比(1/A=F/D)。A的倒数叫焦比(F/D)。师大科技楼望远镜的口径D=40cm,焦距F=4m,焦比为：F/10,则其光力A=1/10。3）分辨角δ″：δ″＝1.22λ／D；δ″＝140／Dmm（λ=550nm）分辨角：两天体的像刚刚能被分开时，它们所对应的天球上两点的角距离。根据光的衍射原理，在望远镜通光孔径为圆孔的情况下，分辨角由如下公式确定δ″=1.22λ/D目视望远镜最敏感的波长λ=550nm，望远镜的物镜口径D（mm）来计算，则有如下简化公式：δ″=140″/D(mm)科技楼望远镜D=400mm,δ″=140″/400=0.35″(理论值)兴隆2.16m望远镜D=2160mm,δ″=140″/2160=0.06″(理论值)由于地球大气存在湍流影响加上望远镜的光学镜面会有像差，所以实际的分辨本领远低于理论值。望远镜的口径越大,分辨本领越高,越能分辨天体的更细结构，则能观测更暗、更多的天体。Twocomparablybrightlightsourcesbecomeprogressivelyclearerwhenviewedatfinerandfinerangularresolution.DetailbecomesclearerintheAndromedaGalaxy(M31)astheangularresolutionisimprovedsome600times,from(a)10',to(b)1',(c)5,and(d)1.4）放大率G：目视望远镜的放大率等于物镜的焦距F1与目镜的焦距F2之比，即G=F1/F2一架望远镜配备多个目镜，就可以获得不同的放大率。显然目镜的焦距越短可以获得越大的放大率。但这样并不好，小望远镜用过大的放大率，会使观测天体变得很暗，像变得模糊。常用的目镜的焦距为10mm左右，用它配在焦距800mm的望远镜物镜后面，就可获得80倍的放大率。5）视场ω：tan(ω/2)=D/F望远镜的成像良好区域所对应的天空角直径的范围叫望远镜的视场，用角度（ω°）表示，与放大率G成反比。tanω=tanω’/G（目镜望远镜）ω’为目镜对应的角直径，称为目镜视场，G为放大率。不同的目镜有不同的ω’，如科技楼望远镜配有三种目镜：ω’为52°、ω’为67°、ω’为84°若采用常用ω’为52°,f=20mm的目镜，则G=4000/20=200ω=arctan(tan52/200)=22’若采用ω’为67°的目镜，f=9mm,ω=?若采用ω’为84°的目镜，f=4.7mm,ω=?视场ω望远镜若存在大的像差，视场边上的像很差，成像的良好区小，自然视场就小。对于星系或特殊天体的巡天观测必须要有大视场的望远镜，这样，一次观测就可以覆盖比较大的天区。施米特望远镜的焦距比较短，更主要的是它的光学系统的像差消得比较好，故它的视场ω可达十几度。一般反射望远镜的视场ω小于1度。TheKeckTelescopes拍摄的图像6）极限星等（贯穿本领）m：m=2.1+5logD理想条件下，望远镜指向天顶能看到的最暗弱星的星等值。它反映了望远镜观测恒星方面的能力。当然，望远镜的口径越大，能观测越暗的天体。此外也与望远镜后接的探测器有关。对于照相观测或用电荷藕合器件CCD观测，由于有累积效应，在一定的时间范围内露光时间越长就能观测到越暗的星，望远镜的贯穿本领也越高。当然不能任意延长露光时间，因为延长到一定程度后，由于夜天光的作用也会导致贯穿本领的降低。所以配有照相机，光电倍增管，光电成像器件和CCD等探测器的天文望远镜，其贯穿本领不仅决定于天文望远镜本身，而且也和这些探测器的灵敏度有关。其贯穿本领必须根据望远镜和探测器的特性进行具体实测而定。对于目视望远镜,它的极限星等可以经验地用如下公式计算：m=6.5+5logD/d+2.5logkd=6mm,k=0.6则有,m=2.1+5logD衡量望远镜性能的重要参量使用望远镜的主要目的：1、聚光本领：I∝πD22、分辨本领：θ＝1.22λ／D因此，衡量望远镜的重要参量是口径。