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  • 折射式:伽利略式望远镜1609年,伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜,凹透镜作为目镜,这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空,得到了一系列的重要发现...

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    折射式:

    伽利略式望远镜

    1609年,伽利略制作了一架口径4.2厘米,长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜,凹透镜作为目镜,

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    这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空,得到了一系列的重要发现,天文学从此进入了望远镜时代。

    开普勒式望远镜

    1611年,德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜,使放大倍数有了明显的提高,以后人们将这种光学系统称为开普勒式望远镜。人们用的折射式望远镜还是这两种形式,天文望远镜是采用开普勒式。

    需要指出的是,由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜,存在严重的色差,为了获得好的观测效果,需要用曲率非常小的透镜,这

    fa0cc1fdbeb27d0c5c6d675a7348c4c9.png折射式天文望远镜

    势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内,天文学家一直在梦想制作更长的望远镜,许多尝试均以失败告终。

    折射式的发展

    1757年,杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散,建立了消色差透镜的理论基础,并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此,消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是,由于技术方面的限制,很难铸造较大的火石玻璃,在消色差望远镜的初期,最多只能磨制出10厘米的透镜。

    十九世纪末,随着制造技术的提高,制造较大口径的折射望远镜成为可

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    能,随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的高潮。世界上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的,其中最有代表性的是1897年在美国叶凯士天文台建成的口径102厘米望远镜和1886年在德国里克天文台建成的口径91厘米望远镜。

    折射望远镜的优点是焦距长,底片比例尺大,对镜筒弯曲不敏感,最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差,同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难,到1897年叶凯士望远镜建成,折射望远镜的发展达到了顶点,此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜,并且,由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显,因而丧失明锐的焦点。

    折反射式:

    施密特式折反射望远镜

    折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年,德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜,与球面反射镜配合,制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜,这种望远镜光力强、视场大、象差小,适合于拍摄大面积的天区照片,尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。cb22c2ededa3a4571e6f8da5dcd1080f.png

    马克苏托夫式

    1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜,制造出另一种类型的折反射望远镜,它的两个表面是两个曲率不同的球面,相差不大,但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面,比施密特式望远镜的改正板容易磨制,镜筒也比较短,但视场比施密特式望远镜小,对玻璃的要求也高一些。

    由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点,非常适合业余的天文观测和天文摄影,并且得到了广大天文爱好者的喜爱。

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    斗转星移,咫尺深空,人类从未停止过探索

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    我国的FAST射电望远镜镜

    静谧的夜晚,繁星点缀了星空。但我们依靠肉眼很难看清他们的真实面貌。于是天文望远镜诞生了。1609年,伽利略率先用自己研制的望远镜观测天体,开创了望远镜天文学的新时代。这种需要用人眼来进行目视观测的望远镜称为目视望远镜,与在太空中的哈勃望远镜和我国的FAST射电望远镜有着本质的区别。下面我们一起来谈谈目视天文望远镜中折射望远镜反射望远镜两种望远镜的光学系统

    天文望远镜光学性能的基本物理量

    1. 口径:口径是指物镜的有效口径,即未被镜框挡住的那部分物镜的直径。
    2. 相对口径:物镜的口径和焦距的比值。
    3. 放大率:等于物镜焦距和目镜焦距的比值。
    4. 视场:指能被望远镜良好成像的天空区域的角直径。
    5. 分辨角:指刚刚能被望远镜分辨开的天体上两点间的角距离。
    6. 贯穿本领:晴朗的夜晚,望远镜所能看到的最暗恒星星等。
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    现代天文望远镜

    上面这些基本物理量中,并不是放大率最重要,目视望远镜最要的参数是物镜口径的大小,物镜口径越大,它收集天体的光就越多,从而能看到更多暗淡的恒星,其次物镜口径越大,它的分辨角就越小,分辨近距双星的本领就越强,也就能看清有视面天体如月球,行星,星团等的细节。具相关资料显示,中小型目视望远镜有效的最大放大率往往为物镜毫米数的3倍左右,再此值以上即使再加大放大率也是毫无收益的。因此假如有读者想购买天文望远镜的话,千万要注意,有些小型目视望远镜的制造商为了迎合人们追求高放大率的心理,往往会配备一个焦距特别短的目镜,从而获得很高的放大率,在向消费者推销时他们总是宣传他们的产品最大可以放大多少倍,以吸引消费者购买。但实际上,这个焦距特别短的目镜只是一个摆设,在天文观测中根本用不上。

    折射望远镜的光学系统

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    图1 两种不同类型的折射望远镜光学系统原理图

    对于折射望远镜而言,最具发言权的莫过于伽利略。没错,就是那个敢于挑战权威,追求真理而走上比赛斜塔,用铁球做自由落体运动的老头。他不仅在物理学方面有卓越的成就,同时也是一个天文爱好者和研究者,我们熟知的土星光环就是他最先发现的。他为了更好的观测星空,研发了很多望远镜,但基本都属于折射望远镜。

    在他众多的望远镜中,最出色的是一架物镜采用凸透镜,物镜口径约4厘米。该架望远镜利用光的折射原理,当星光通过物镜的折射,在还未会聚到物镜焦点时就被一个由凹透镜做成的目镜所发散,变成平行光从目镜中射出。这种望远镜叫做伽利略式折射望远镜。

    不久以后开普勒以理论的形式提出了一种新的折射望远镜的光学系统:星光射向由凸透镜构成的物镜后聚焦于A点的焦平面上(如图1中开普勒式),A处又位于由凸透镜构成的目镜的焦平面上,当聚集在该处的星光向前行进时,经该目镜所发散,变成平行光射出,这种望远镜叫开普勒式折射望远镜。由于开普勒式望远镜可以在物镜和目镜的共同焦平面A处安装用于测量的“十”字坐标网格,极大的方便了使用和观测,因此后来用于目视观测的折射望远镜都被做成了开普勒式。

    早期的折射望远镜,由于是以单块的凸透镜作为物镜,因此会有严重的色差,即由不同颜色(不同波长)混合的星光构成的图像会呈现为彩色的光斑,像的清晰度很低。当时唯一的解决办法就是尽量减小物镜表面的曲率,这样能有效减小色差,这样做的缺点也是显而易见的,由于物镜曲率减小,其焦距和镜筒的尺寸必须拉得很长,这就导致在17世纪到18世纪上半叶流行的都是这样用起来极不方便的长镜身望远镜。直到18世纪中叶,人们用冕牌玻璃做凸透镜,火石玻璃做凹透镜,组合成能会聚光的同时又能消除色差的复合透镜,用它来做物镜,才结束了折射望远镜长镜筒的时代,成像质量也大大增加。

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    总体来说,无论是长镜筒的望远镜,还是后来经过改善的冕牌玻璃凸透镜加火石玻璃凹透镜的望远镜,他们虽然结构有所不同,但是其自身的原理是不变的,他们都利用光的折射原理进行工作。

    反射望远镜的光学系统

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    图2 两者不同类型的反射望远镜光学系统原理图

    反射望远镜最先由牛顿于1668年研发出来,它的光学系统被称为牛顿式反射望远镜;1672年,法国科学家卡塞格林提出另一种反射望远镜的设计方案,根据该方案制成的望远镜被称为卡塞格林式反射望远镜。这两种反射望远镜的物镜都是由主镜和副镜构成,牛顿式的反射望远镜的主镜是抛物面反射镜,副镜是安装在主镜焦点前与光轴成45度的平面反射镜,主镜聚焦后的星光由副镜反射至镜筒一侧的开口之处(如图2牛顿式);卡塞格林式反射望远镜的主镜也是抛物面反射镜,中间挖有一个圆孔,而副镜是一块放在主镜焦点前的凸双面镜,它把主镜聚焦的星光再次反射,使星光穿过主镜中间的圆孔聚焦在主镜背后的焦点上(如图2卡塞格林式)。

    当然,除了上面两种系统外,反射望远镜还有其他的光学系统,一些 大型的反射望远镜一般由多种光学体统构成,以便根据不同的需要进行切换。随着科技的发展,如今人们不再单一的依靠目视望远镜来进行宇宙探索,各种光谱分析、射电望远镜等多种途径相互结合成为当今世界主流的宇宙探索方式。


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反射式和折射式