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1、天文望远镜的种类和原理一般天文望远镜以构造来分类,可分为折射望远镜、反射望远镜及折反射望远镜三大类.折射望远镜所谓折射望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使从远方来的光折射集中在 焦点，折射望远镜的好处就是使用方便，稍微忽略了保养也不会看不清楚，因为镜筒内部由物镜和目镜封着, 空气不会流动，所以比较安定,此外，由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好，而口径不大 透镜皆为球面，所以可以机械研磨大量生产，故价格较便宜。(1)伽利略型望远镜人类第一只望远镜,使用凹透镜当目镜，透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像，地表 观物很方便但不能扩大视野，目前
2、天文观测已不再使用此型设计。(2)开普勒型望远镜使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型，成像上下左右巅倒，但这样对我们天体观测是没有 影响的，因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。反射式望远镜反射望远镜不用物镜而用叫主镜的凹面的反射镜。另外有一面叫做次要镜的小镜将主镜所收集的光反射出 镜筒外面，由次要镜反射出来的光像再用目镜放大来看，反射式最大的长处是由于主镜是镜子，光不需通过 玻璃内，所以完全不会有色差,也不太会吸收紫外光或红光，因此非常适合分光等物理观测，虽无色差但有其 它各类的像差。如将反射凹面磨成抛物线形(Parabolic),
3、则可消除球面差。因为镜筒不能密封，所以主镜很 易受烟尘影响，故难于保养，同时受气温与镜筒内气流的影响较大，搬运时又很易移动了主镜与副镜的位置， 而校正光轴亦相当繁复，带起来不甚方便。此外副镜座的衍射作用会使较光恒星的星像出现十字或星形的衍 射纹，亦使影像反差降低，另外像的稳定度也不及折射式望远镜。目前知名反射望远镜的设计大致分为五种.我只列举两种市售一般中小型的反射望远镜牛顿式(Newtonian)一六六八年由牛顿发明设计，由抛物面的主镜和平面次要镜所构成，以对着光轴45度的角度将平面次要镜 装在从主镜反射过来的光的焦点的稍微前方（如上图）这种结构最为简单，影像反差较高,亦最多人选用，通 常焦
4、比在f4至f8之间。（2）卡赛格林式或简称卡式（Cassegrain）利用一块双曲面凸镜（Convex hyperboloid）作为副镜，在主竞焦点前将光线聚集，穿过主镜一个圆孔而聚焦 在主镜之后。因为经过一次反射，所以镜筒可以缩短，但视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲 (Curvature of field)。折反射望远镜（Catadioptric telescope）采反射和折射的长处之型式，基本上和反射一样，也有反射式望远镜的缺点，为了消除偏离光轴的视野的慧 星像差使用着透镜，且主镜为球面镜，比反射型容易研磨.只介绍其中一种最为被广泛运用的折反射望远镜修正镜主镜施密特卡式剧930
5、年由施密特慕hmidt）发明用作天文摄影。主要是利用一球面凹镜作为主镜以消除彗形像差，同时 利用一非球面透镜（Aspheric lens）放于主镜前适当位置作为矫正镜（Corrector）以矫正主镜的球面差。这 样可以得出一个阔角（可达40 一 50度）的视场而没有一般反射镜常有的球面差与彗形像差，只有矫正镜做 成的轻微色差而已。摄影用的施密特望远镜，焦比方面可以做到很小（通常在fl至f3间，最小可达0.6）, 因此很适宜于星野及星云摄影。天文光学望远镜的基本性能参数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
6、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）
7、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6表示。理论上根据光 的衍射原理可得6 =1.22入 /D式中入为入射光波长。在取人眼敏感波长（入=5.55X10-4mm）时，6用弧度表示，有6 =140/D （D以mm为单位）对于照相望远镜，6取下式：6 =（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
8、体影像就越大，此为比例尺， 以每毫米对应天体上的张角a 来表示：a =206265/f例如对于 KP200R 的主镜筒，f = 2400mm，则比例尺 a =206265/2400 = 86/mm5、放大率（G）对目视望远镜而言，物镜焦距为仁目镜焦距为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（。）能够被望远镜良好成像的天空区域，直接在观测者眼
9、中所张的角度，称为视场或视场角（3）。 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6，则视场角为3 =15ts cos67、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
10、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（见右图），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。7U.44 . ：. 的恣 .；加：乎 F 兄,?.昴 HL91 血.？.35 .:二46g u 9.2S .十巧 4司即儿孙 3.64 . ：, HV3 功1疝.g.37?l2 8.72 % ：t. . . 9燧_：nM .726 m 11%1L93102512.58血：572I?绡?成. g3 6.8? 户痢心lE 4.727.313.605.25 11.6112,7? 12.8?昴星团中心处选标星图（上半图数字是目视星等,下半图数字是照相星等）
