F
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.2 天文望远镜的历史

1839年，英国工程师J.Nasmyth制成可方便手调的地平式望 远镜，口径51cm。
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1

天文光谱观测设备

天文光谱观测设备简介 LAMOST低色散天文光谱观测设备 LAMOST高色散天文光谱观测设备 基于积分视场单元的天文光谱观测设备 国际上8～10 米望远镜终端天文光谱观测设备
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第5章 典型的天文望远镜光学系统
朱永田 李常伟
天文与空间科学学院 天文技术与方法教研室 中国科学院大学

5.2.1 望远镜的口径
如图所示，望远镜的口径即望远镜的实际通光口径
D
(a) 折射式
(b)反射式
望远镜的口径决定了： (1) 望远镜的极限角分辨率 = 1.22 (2) 望远镜的集光能力 D 2

D
受大气湍流影响，口径大 于20 cm的望远镜的实际 分辨率与口径10-20 cm 的望远镜的实际分辨率相 当！ 18
2f
望远镜的视场决定了望远 镜的观测效率，是望远镜 的一个重要参数； 通常巡天望远镜需要大视 场，而精测望远镜则只需 小视场即可。
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5.2 天文望远镜的主要参数

5.2.4 望远镜的实际分辨率
望远镜的实际分辨率取决于三个方面 极限分辨率取决于望远镜的口径 口径越大，角分辨率越高； =1.22 D 大气视宁度 由于大气湍流的影响，大口径望远镜的实际分辨率远小于其 极限分辨率 =0.98 , r0为大气相干常数
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5.4 地基天文望远镜
F

5.4.2 反射式望远镜
5.4.2.1
常用反射系统及焦点 3. 卡塞格林系统 对于主焦系统，在主焦点前放置一块面型为凸双 曲面的副镜，抛物镜的焦点和凸双曲面副镜较近的 一焦点重合，则光束经过双曲面镜汇聚至双曲面的 另一焦点，即卡塞格林焦点，该系统称为卡塞格林 系统。卡塞格林系统焦点位于主镜后方，易于接收， 观测方便，能放置较大的观测设备，常在天文望远 镜中使用。由于不采用球面，该系统没有球差，但 有彗
F2
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.2 天文望远镜的历史

1611年开普勒发明“开普勒望远镜”，物镜和目镜均采用凸 透镜，因目镜设置在物镜焦点之后，故可放置十字丝，但目 视为倒像。
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1 10
A B C D
D′ C′ B′ A′
(a) 畸变形成的示意图
(b) 正畸变(枕形畸变) 和负畸变(桶形畸变)示 意图，图中虚线为同 心方框的理想像。
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5.3 天文望远镜的主要像差

5.3.6 色差
由于光学材料对不同波长的光具有不同的折射率，星光经过 折射型望远镜时，不同波长的光会被汇聚到不同位置，导致 像面模糊。因此，为了避免色差，望远镜，特别是大口径望 远镜，甚至望远镜后续光学系统的光学元件都采用反射式元 件。 色差需要采用色散改正镜校正。如校正大气色散的大气色散 改正镜ADC。

胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出 版社，2013.7.1。
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.1天文观测的重要工具— —天文望远镜
天文观测，实际上就是收集、分析宇宙中来自天体的辐射， 从中获取天体信息的过程。而天文学研究，也只能通过天文观 测来发现天体及天文现象的存在，并揭示这些现象的本质，提 炼凝结为理论。然而，理论的正确与否仍要通过天文观测来证 实。 因此，天文学的发展，主要决定于天文观测手段的进步和提高。
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.2 天文望远镜的历史

1931年，德国光学家B.V.Schmidt发明了施密特望远镜。该 望远镜的光路由一接近平行平板的非球面改正镜和一球面镜 组成，改正镜校正球面镜的球差。大视场望远镜
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.2 天文望远镜的历史

1940年，苏联光学家 ..Makcytob发明马克苏托夫折反射 望远镜。马克苏托夫望远镜同施密特望远镜一样也属于大视 场望远镜。与后者相比，镜筒较短，无非球面（易于加工）； 但弯月透镜较重。
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.1天文观测的重要工具— —天文望远镜
早期的天文观测靠人眼，但人眼收集和分析天体辐射能力有限。

人眼收集辐射波段受限；人眼只能接收到400 nm～750 nm的可 见光，超出此范围的电磁辐射无法接受到。

人眼收集辐射能力(正比于口径的平方)有限；人眼瞳孔直径约 1.5～8毫米，只能收集到很小一部分可见光。因此，人眼能观测 到的最暗弱的天体只有6等星左右。

5.4.2 反射式望远镜
5.4.2.1
常用反射系统及焦点 1. 主焦点系统 当望远镜主镜为旋转抛物面时，入射的星光将被将 会聚于抛物面的焦点上，形成完善的点像，这个系 统称主焦系统，主镜直接会聚成的像点，称为主焦 点。对于主焦系统，由于主焦点位于入射光路中， 不适合放置较大的终端设备。但由于反射面少，光 能损失较小。

(a) 轴向色差
(b) 横向色差
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5.4 地基天文望远镜

5.4.1 折射式望远镜(Ⅰ): 伽利略望远镜

由一个凸透镜和一个凹透镜组成，且凸透镜的第二焦点和凹 透镜的第一焦点重合。

F1

F2
f1 M 0， f2
正透镜的第二焦距 f1 为正，负透镜的第一焦距 f 2 亦为正
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5.3 天文望远镜的主要像差

5.3.4 场曲

轴外像差，不同方向的入射光的焦点不在同一平面内，导致 像面弯曲，弯曲的像面相对于近轴焦面的偏离，即场曲；可 以通过弯曲的胶片校正场曲。
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5.3 天文望远镜的主要像差

5.3.5 畸变

轴外像差，扩展物体不同部分的像在像面上具有不同的放大 率，如图所示，A点放大率最大，D点的放大率最小，导致图 像失真。
本章主要内容

5.1 天文观测与天文望远镜 5.2 天文望远镜的主要参数 5.3 天文望远镜的主要像差 5.4 地基天文望远镜 5.5 空间望远镜
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参考书

潘君骅，光学非球面设计、加工与检验，苏州大学出 版社，2004。

D. J. Schroeder，Astronomical optics，2ed，Academic press，2000。
第5章 典型的天文望远镜光学系统 & 天文光谱观测设备专题
朱永田 李常伟
天文与空间科学学院 天文技术与方法教研室 中国科学院大学
主要内容

典型的天文望远镜光学系统

5.1 5.2 5.3 5.4 5.5
天文观测与天文望远镜 天文望远镜的主要参数 天文望远镜的主要像差 地基天文望远镜 空间望远镜
开普勒望远镜镜筒是两个透镜的焦距之和，成倒立的像。
29
5.4 地基天文望远镜

5.4.1 伽利略、开普勒望远镜的比较
伽利略望远镜 镜筒短 成正像 放大率为正 视场小 开普勒望远镜 镜筒长 成倒像 放大率为负 视场大 镜筒内有实焦点，可放叉丝、刻度尺

30
5.4 地基天文望远镜
r0

望远镜本身的成像质量 望远镜的光学设计、加工、装调，以及环境温度、重力等因 素的影响。 21
5.3 天文望远镜的主要像差

5.3.1 球差

轴上像差，任何球面光学元件都有球差，而且口径越大，球 差越大；通常采用离焦或者高阶球差补偿，或者采用非球面。
(a) 有限共轭情况下
(b) 无限共轭情况下
伽利略望远镜镜筒是两个透镜的焦距之差，成正立的像。28
5.4 地基天文望远镜

5.4.1 折射式望远镜(Ⅱ): 开普勒望远镜

由两个凸透镜组成，且第一个凸透镜的第二焦点和第二个凸 透镜的第一焦点重合。
1 2
F2 F1
f1 0， f2
M
第一个正透镜的第二焦距 f1 为正，第二个正透镜的第一焦距为负

人眼“曝光时间”有限；“曝光时间”1/24 s (超过24 Hz，捕捉 不到)，且不能累加积分。

人眼角分辨率有限；根据波动光学，光学系统的角分辨率与口径 成反比。
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.1天文观测的重要工具— —天文望远镜
由于人眼的观测和收集天体辐射的能力非常有限，为了更有 效地探测天体，必须借助天文仪器— —天文望远镜。
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.2 天文望远镜的历史

1668年牛顿发明反射式望远镜，球面主镜，采用45 小平面 镜将焦点移出镜筒，口径2.5cm，镜筒长15cm。
引自：胡企千，姚正秋，天文望远镜设计，中国科学技术出版社，2013.7.1
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5.1 天文观测与天文望远镜

5.1.3天文望远镜的分类
X 射线望远镜 紫外望远镜 按工作波段 光学望远镜 红外望远镜 射电望远镜
折射式望远镜 按工作方式 反射式望远镜 折反射望远镜 地基望远镜 按工作地点 空间望远镜