天文望远镜的基本知识
一、天文望远镜的出现
天文学是一门古老的学科，在人类的文明史中占有重要的地位。

观测是天文学实验方法的基本特点，不断地创造和改革观测手段，是天文学家致力不懈的课题。

而天文望远镜则是天文爱好者进行天文观测的必备工具。

从古至今，仰望星空的习惯一直延续着，为了观察星星而不断更新完善天文仪器。

他们使用折射望远镜、反射望远镜和射电望远镜来检测照射到地球上的星光。

他们还使用航空器、气球、探空火箭和人造卫星来收集那些被地球大气层过滤掉的射线。

北京古观象台
浑仪简仪1609年，伽利略制成了两架最早
的天文望远镜，发现了望远镜具有“增
加聚光本领和放大视角”的作用。

伽
利略把自制的口径4.5厘米，放大倍率
33倍的望远镜指向天空，很快发现了
月球上的环形山、围绕木星运转的四颗
卫星、金星的盈亏现象、日面上的黑子、
银河由无数暗弱恒星构成等现象。

这一
系列的发现也冲击了西方神学，也推动
了之后的科学发展。

伽利略（1564 -1642）
伽利略式望远镜
（第一台望远镜）
德国的开普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望远镜后两年，出版了《光学》一书，首次提出了“像差[1]”的概念。

并提出了一种新型的望远镜，这种望远镜被称为开普勒式望远镜。

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伽利略式：以凸透镜做物镜，凹透镜做目镜。

成正像，制造简单造价低廉，普通观剧镜多采用这种光学系统。

缺点是视场小、放大率小、不能在目镜端加装十字丝。

目前在天文观测中不采用这种类型的望远镜。

开普勒式：以凸透镜做物镜，凸透镜做目镜。

是将物镜所成的实像用凹透镜组的目镜放大，获得倒像，由于其视场大，在目镜组中可以安装十字丝或动丝，天文观测中多采用此种类型的望远镜。

二天文望远镜的发展
（一）反射望远镜
1666年，牛顿证明天体的光并非单色光，而是由各种颜色的光混合而成。

望远镜的色差是由于透镜对不同颜色的光具有不同的折射率而造成。

为了根本消除色差，牛顿干脆不用光的折射特性，而用反射特性，反射镜的表面通常磨成旋转抛物面形状，再在表面上镀铝或镀银。

1668年，他制成了第一架反射望远镜，物镜是凹球面金属镜，物镜焦点前装一块和光轴成45°的平面反光镜，将星光反射到镜筒一边，用目镜观察（如下图）。

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（1）格里果里反射镜
格里果里反射镜设计方案
在牛顿之前，英国数学家格里果里（1638-1675）在1663年提出一种反射望远镜的设计方案，以抛物面为主镜，椭球镜面镜为副镜，主镜中央开有圆孔，F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。

但由于主镜副镜都是非球面镜，当时的工艺水平无法磨制，所以格里果里并没有制成这种望远镜。

（2）卡塞格林反射镜
卡塞格林反射镜设计方案
在牛顿反射镜问世后不久，法国人卡塞格林（1625-1712）在1672年又提出了一种反射望远镜的设计方案，主镜是抛物面镜，副镜是凸双曲面镜，主镜中间开有圆孔，F1是主镜的焦点暨副镜的一个焦点，根据双曲面的光学特性，光线经副镜会聚后，必聚焦于副镜的另一个焦点F2处。

这种反射镜目前还经常采用。

（3）赫歇尔望远镜
1781年3月13日，英国天文学家威廉.赫歇尔（1738-1822）
用他自制的口径15厘米的反射镜发现了天王星，把太阳系的
尺度扩大了一倍。

发现了天王星后，赫歇尔磨制的望远镜口
径越来越大，他是使反射镜大型化的始祖。

（二）折射望远镜的发展
牛顿从理论上弄清了色差的成因，但错误的做出折射物镜色差无法消除的结论。

由于当时牛顿极高的威望，不少人盲从了他的观点。

直到18世纪30年代，英国数学家C.M.霍尔发现，用冕牌玻璃作凸透镜，用火石玻璃作凹透镜，所制成的复合透镜能消除色差。

由于消色差折射物镜的制成，人们再也不用为减少色差而拼命加长物镜的焦距了。

从此以后，折射望远镜的镜筒便大大缩短了。

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（1）大型折射望远镜
19世纪下半叶是大型折射望远镜的时代，美国的光学制造家克拉克父子在1870年以后陆续磨制了口径66厘米、76厘米、91厘米、102厘米的折射镜。

（2）巨型反射镜
20世纪的上半叶巨型反射镜又占了上
风。

由于磨制材料的改进，用玻璃代替了金
属，并发明了玻璃镀银技术，许多大口径反
射镜相继建成。

1948年口径508厘米的海尔
反射望远镜交付使用。

（三）折反射望远镜
折射望远镜有像差存在，而反射望远镜也有其自身的一些弱点，如视场太小，且其反射镜面长期暴露在空气中，容易被氧化而变暗，需要经常镀膜。

1930年德国的施密特制造出第一架折反射望远镜。

同时使用反射镜和折射镜。

反射镜是球面镜，放在球面曲率中心的形状奇特的透镜做“改正镜”，可以补偿反射镜引起的球差，又不会产生明显的色差。

1940年苏联光学家马克苏托夫发明马克苏托夫望远镜，和施密特望远镜类似，它的改正镜是弯月形，两个表面都是球面。

制作容易。

和反射镜相比，折反射镜的视场可以做的较大，有利于拍摄。

（四）射电望远镜
1931年至1932年，美国的电信工程师央斯基（1905-1950）在研究无线电短波通讯中的各项干扰因素时，用无线接收天线，接收到来自银河中心的电磁辐射，开创了射电天文学。

澳洲帕克斯射电望远镜
三、天文望远镜的基础知识
（一）常用的天文望远镜
天文望远镜主要有折射式、反射式和折反射式3种：
1、折射式使用起来比较方便，视野较大，焦距长，放大倍率大，星像明亮，适宜进行天体测量及普通天文观测，但是有色差，从而降低了分辨率。

2、反射镜的优点是口径大，聚光力强，且完全没有色差，但是反射镜的视场较小，像散较大，使得视野边缘像质变差适宜用来观测恒星、星系。

常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式2种。

前者光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；后者光学系统的主、付镜为非球面，主镜和目镜都在后面，成像质量较好，价格也较贵。

3、折反射镜兼顾了折射镜和反射镜的优点：口径大，视场大、像质好、镜筒短、携带方便，常用来观测具有延伸视面的天体，如彗星、行星等。

但其价格要高一些。

（二）望远镜的机械装置
望远镜的机械装置除了对镜筒起支撑作用的支架、平衡锤等部件外，最重要的是跟踪系统。

为了使望远镜能够观测天球上任意位置的天体，它必须能够绕两条互相垂直的轴线旋转。

根据轴线方向选择的不同，望远镜的装置分为两类：
地平式装置
一条轴线沿铅垂线方向，称为竖直轴；
另一条轴线沿水平方向，称为水平轴。

当
绕竖直轴旋转时，望远镜的地平纬度不变，
地平经度改变；当绕水平轴旋转时，望远
镜的地平经度不变，地平纬度改变。

赤道式装置
天体观测一般都需要较长的时间，由于天体的
周日视运动，望远镜最好能跟踪，最方便的办法是
把一条旋转轴沿平行于天轴的方向放置，这就是
“极轴”，这种装置称为赤道式装置，另一条轴线
位于天球的赤道面内，就是“赤纬轴”。

当绕极轴
旋转时，望远镜的赤纬不变，赤经改变；当绕赤纬
轴旋转时，望远镜的赤经不变，赤纬改变。

（三）望远镜的基本结构
天文望远镜一般分为三个部分：镜筒、赤道仪和三脚架。

而，镜筒上主要有目镜、物镜和导星镜。

目镜
寻星镜
赤道仪及支架活动
掌握天文望远镜的基本操作。