黄隆—自制天文望远镜(简体版)

自制天文望远镜第一章望远镜基本原理黄隆1.1天文望远镜光学原理望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光，根据光学原埋，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。O=物镜E=目镜f=焦点fo=物镜焦距fe=目镜焦距D=物镜口径d=斜镜1.2折射和反射望远镜的选择折射望远镜的优点1.影像稳定折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。2.彗像差矫正利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。3.保养主镜密封，不会被污浊空气侵蚀，基本上不用保养。折射望远镜的缺点1.色差不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。2.镜筒长为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六吋口径计算，便是七呎半长，而且用起来又不方便，业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。3.价钱贵光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的反射镜贵数倍至十数倍。反射望远镜的优点1.消色差任何可见光均聚焦于一点。2.镜筒短通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。3.价钱便宜光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通玻璃去制造反射镜的主要部份。反射望远镜缺点1.遮光对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光率。2.影像不稳定开放式的镜筒往往产生对流现象，很难完满地解决问题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。3.主镜变形温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方，但小口径镜不成问题。4.保养镀上主镜表面的铝或银，受空气污染影响，要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。折射望远镜由二块透镜组成，总共要磨四边光学面，反射望远镜只需要磨一边光学面，所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话，一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。至于选择何种类形的望远镜则视乎个别天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以下的折射望远镜已足够作普通观测研究的用途。若果兴趣是观察行星或双星，便应该设计八吋口径而放大倍数高的反射望远镜，因为如此大口径的折射镜十分难制造，价钱非常昂贵，而且又非常笨重。从经济和难度考虑，初学者最适宜自制反射式望远镜。1.3反射望远镜的设计反射望远镜有数种设计，现在只谈谈结构简单的牛顿式。牛顿式望远镜最主要的结构是一块镀上反射物质的球面或抛物面玻璃。球面镜作用是把星星来的平行光反射聚焦一点，然后靠一块细小光学平面镜放置于焦点前，把光作90度角的反射至望远镜筒的边缘，再由一块凸透镜将形像放大，便获得普通望远镜应有之效果。不过球面镜中心和旁边的反射角不同，故此成像并不完全聚焦于同一点上，而形成球面差；但抛物面郄可矫正这缺点，使离开光轴较远的光线也可以同时聚于焦点上，因此实际上牛顿式望远镜主镜乃抛物线面。放大倍数望远镜的放大倍数是物镜和目镜焦距之比。即物镜焦距愈长，放大倍率愈高；目镜焦距愈短，放大倍率愈高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直径求得，入射瞳孔通常即望远镜物镜直径。放大倍数愈低，影像愈清晰，最宜观测暗星云。放大率高则可用来看行星表面的微细结构，但亮度很弱。每枝望远镜的最高有效放大倍数是物镜直径的50倍。例如六吋口径望远镜便可放大到300倍。虽然天文望远镜的物镜焦距是不能改变的，但望远镜放大倍数则不是固定的，它可以通过变换目镜焦距的方式而获得不同的倍率。但目镜制造困难，多数购自光学商店，业余制镜者只自制主镜部份。1吋=25.4毫米(mm)焦比(FocalRatio)望远镜放大倍数不能无限制的增加，即目镜不能太短；最短约四毫米，主镜焦距亦不能太长，究竟焦距长度如何决定呢？通常焦距和物镜直径的比例不能超过一个数值，它们的比值称为焦比，焦比是用来表示望远镜的特性的指针，焦比即照相机上的光圈，焦比值多数定于2.5和11之间。例如六吋望远镜焦距最长可达66吋，最短是15吋。焦比的限制是和望远镜的曲率有关，焦比大，球面和抛物面值相差不远，主镜磨成球面便行。但焦比太大，镜筒便会很长，搬运不方便，脚架制作也不容易。焦比短，球面主镜便不能把平行光聚于一点，形成球面差，那时要将球面修改成抛物面就颇费功夫。另一方面，照相曝光时间和焦比的平方成正比，所以焦比值越小曝光时间越短，拍摄暗星体时便很有用，故多用作观测或拍摄星云、星团。焦比大，焦距长度增加，放大倍率高，故此多用作观测行星。集光本领(LightGatheringPower)望远镜口径愈大，集光力愈强，可以看见星星的数目亦增加，集光力是望远镜收集光线比眼睛强多少倍的意思。集光本领乃望远镜物镜直径平方和瞳孔直径平方之比。人的瞳孔，日间受光影响，故收缩，晚上则尽量扩大，直径伸缩由四毫米至八毫米，平均值是七毫米。望远镜比肉眼大上许多倍，以一枝150毫米即六吋口径反射镜来计算，就比肉眼看东西明亮495倍。当然望远镜口径大还可以观察到更加暗的星星，口径和星等的关系如右。人的瞳孔是固定的，所以要增加集光本领就唯有向物镜直径打主意，造一枝大口径望远镜。但大口径镜的球面和抛物面值相差颇大，一定要磨成抛物面，初学者未掌握好磨镜技术的话，应该以小口径开始。另外大口径望远镜又必须做一座重型精密、稳定性高的脚架，否则在调校光轴，对准星体时就会出现困难。而机械制作所花的时间可能远比磨镜还多，这样可令至初学者兴趣慢慢减低。而搬运如此重的装备往郊外观测也很成问题。经历数次辛劳后，望远镜可能被放置在屋角去渡其晚年。分辨本领(ResolvingPower)集光本领，放大倍数并不能表达望远镜的质素，望远镜质地取决于它的分辨本领，它就是分开两颗很相近的双星的最高能力。分辨力高，星像清晰的六吋镜会远比只得集光力强的大口径十吋镜实用得多。天文观察要求光学质素最高，若大口径镜只看见模糊的星像，用处就不大，只可用来看看风景吧!英国业余天文学家杜氏(Dawes)根据观测双星的经验，计算出望远镜口径的最高分辨能力，这就是著名的杜氏极限(Dawes'Limit)。六吋口径望远镜，分辨本领最高是0.76弧秒，虽然因星空观察受大气流动影响，而会使分辨本领降至一弧秒，但已经比肉眼只可分辨两颗距离一弧分以上双星的能力要大上六十倍。以天文爱好者的需要和能力来决定，初学者最适宜自制一枝六吋口径，48吋焦距，焦比是八的牛顿式望远镜，因为主镜只需要磨成一个球面，镜筒短，脚架制造比较容易。若喜欢轻巧和方便携带的可造一枝120毫米口径，720毫米焦距，即f/6的望远镜。直径直径分辨本领吋毫米弧秒2.5631.823761.5241001.1461500.7682000.57102500.46123000.38143500.33164000.29184500.25205000.23第二章磨镜材料与工具2.1应用材料a.厚玻璃两块主镜和工具板厚玻璃板两块。标准主镜厚度大约是直径的六分一，工具板比较薄，约八分一。但为了经济原因和容易购买，主镜厚度会减低至直径之八分一。以六吋主镜来说，我只用3/4吋厚的玻璃，而工具板则用半吋厚便算了。厚身玻璃可以防止主镜镜面因温度改变而影响曲率半径。主镜最好选用优质而膨胀系数少的派勒斯(Pyrex)玻璃，膨胀系数就是物质因温度改变而影响其长度的数值。系数愈小，温度变化对玻璃影响则愈细。派勒斯玻璃另一优点就是已经过热软化而令其内部应力减少，避免了玻璃因温度改变而变形。派勒斯玻璃要向外国订购，价钱昂贵，普通天文爱好者多采购自拆旧船窗门的玻璃，虽然膨胀系数大一些，但郄已受热软化处理。最方便的就是往玻璃店购买，普通未经热软化处理的蓝色玻璃。一块8吋直径六分厚的普通蓝玻璃约港币100元(2000年)。b.磨砂磨砂主要有两种，黑色的碳化硅(SiliconCarbide)和白色的氧化铝(AluminumOxide)。碳化硅即常用的金钢砂(Carborundum)，体积大小依编号排列，号数小颗粒粗，编号表示每一吋可排列金钢砂粒之数目，例如80号即一吋内可并排80颗金钢砂。不过220号以上的已成粉末状，要利用其浮在水中时间长短的方法分辨。普通多选用六种金钢砂，80、120、220、320、600和1200号等。当金钢砂缺少某一编号存货时，可以用别一号代替。c.抛光粉抛光粉有红色的氧化铁，俗称光学红粉，和白色的氧化锶(CeriumOxide)。磨砂和抛光粉可往专出售光学磨料的商店采购，份量约六安士。(一磅=16安士或454克)d.沥青沥青一磅，五金店有售。沥青有两种类，一种是水沥青，室温下呈液体状，是用来修补屋顶，另一种在室温下呈固态，这种沥青才合用。e.松节油松节油和松香少量，约四安土。五金店或化工原料行有售。以上材料，美国天文仪器公司有套装出售，六吋直径玻璃连磨镜材料约港币三百元(1982年)。2.2工具a.工作台工作台是用来固定玻璃，要找一张结实而高度适合磨镜者的台或高椅子，或用万能角铁自制，工作台下半部还要加上重物避免大力工作时产生震荡而摇摆不定。b.面盆一只。c.磨刀石。f.放大镜普通短焦距的小型放大镜，或望远镜目镜，例如篮斯登(Ramsden)和凯尔纳式(Kellner)才合用。2.3测焦距工具佛科试镜器结构很简单，包括一个灯箱和一个可以作两个方向移动的刀片座。灯箱由一颗电灯泡供应光源，光线从灯箱中间小孔透射出来。刀片架附设有一块刀片，该架设计至可前后移动，并且可以微调至1/100吋。再说回来，光源箱的孔宽1/250吋，可利用针刺孔于簿铝纸上，随后用胶纸贴在已开了1/8吋孔的灯箱前。除点光源外，还有裂隙光源，亮度比较强。制造裂隙方法是用两片刀片并列于灯箱孔前，孔的直径阔3/8吋，裂隙相距1/50吋。若果光源用光身灯泡的便要用一块磨砂腊纸盖者灯箱孔，以便产生均匀的散射光线。主镜直径(吋)主镜厚度(吋)工具板厚度(吋)42/31/2615/8813/811013/411/412211/4编号代用编号份量(磅)80601/21201001/42202801/43203001/86004001/81200-----1/16第二章磨镜材料与工具简单的灯箱电源，由两颗1.5V干电池，配上2.2V的小电灯泡组成，再加上按钮式开关掣。精密的佛科试镜器可以参考其它书籍。简单佛科试镜器第三章磨镜基本方法3.1磨镜手法主镜在工具板上移动的方式有数种，各有不同的用途，最常用的有下列四款。弦线手法(ChordalStroke)方法:主镜中心以弦线轨迹在工具板边移动。用途:粗磨时用。优点:很容易把主镜中心玻璃磨去。适合有经验的磨镜者用于要磨去大量玻璃的粗磨阶段。缺点:弦线太短时，磨去的位置会产生一个又小又深的洞，主镜会产生双曲面现象，主镜和工具板都互不吻合。所以在粗磨成形后阶段必需逐步把弦线移向工具板中心，主镜的洞才渐渐扩散至边缘。初学者应避免用弦线手法，免得日后又要花时间修正镜面。正心手法(DiametralStroke)方法:主镜中心在工具板直径上成直线运动。用途:粗磨或幼磨时用。优点:较平均地磨去表面的玻璃，磨制出比较可靠的球面形镜。最适合初学者，因为正心手法是最安全的磨镜方法，并不会造成严重的错误。延长或缩短主镜运动的距离，可分别达至加深或减少弯曲率的功效。缺点:长时间采用正心磨法，镜面会产生环形区(Zones)现象。磨去玻璃的速度比弦线手法慢很多。3.2磨程磨程就是