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首次拍摄的船底座大星云 2.6米VST望远镜，视场1°×1°，宽度达到满月的2倍。
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天文学对光学望远镜的基本要求
聚光本领：反映望远镜能够探测暗弱天体的能力，通常用望 远镜能观测的极限星等来表示。
m是星等，f是星的辐射能强度。星等越大，到达地球表面的光 辐射能量密度就越小。聚光本领越大的望远镜才能获得微弱辐 射信息。 光学望远镜聚光本领表达式：
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伽利略望远镜
3倍 8倍 32倍 口径44mm，焦距1.2米，放大倍率32。 1610年1月7日，发现了木星的4颗卫星，成为哥白尼日心说 的第一个观测依据。为了纪念伽利略，4颗卫星称为“伽利略 卫星”。 借助于望远镜，伽利略还先后发现了土星光环、太阳黑子、 太阳的自转、金星和水星的盈亏现象、月球的周日和周月天平 动，以及银河是由无数恒星组成等等。这些发现开辟了天文学 的新时代，近代天文学的大门被打开了。 缺点：视场小。
有效视场：是指能够被望远镜良好成像，并进行观测的天 空区域对观测点所成的角度。 有效视场越大，信息量越大，使用效率越高。 不同科学目标，有效视场不同。 常规系统（球面、抛物面、双曲面等），有效视场在 1°左右。 可采用非二次曲面像场改正器增大有效视场。 增大焦比可增大有效视场，但不利于结构设计。 配备CCD相机成像观测，有效视场取决于CCD的尺寸。 配备光栅做光谱观测，有效视场与光栅尺寸相关。
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格雷戈里反射望远镜
1663年，英国数学家格雷戈里（J.Gregory）发明。
主镜抛物面，副镜面型为椭球面。 能够避免折射望远镜的不足。 通过副镜放大，以及折叠光路，较短的镜筒能够获得较长的 系统焦距。 焦点在主镜后面，便于观测。 但由于当时工艺水平的限制，该系统没有做出。现在有些太阳望 31 远镜采用该系统。
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复消色差系统
望远镜主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜。
能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同 的焦平面上。 颜色的残差（二级光谱）比消色差透镜低一个数量级。
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1米（40〞）折射望远镜
最大的折射望远镜，1897年建成，叶凯士天文台（海
尔创建，叶凯士资助）。 消色差光学系统，光学大师克拉克（Alvan Clark） 建造。焦距19.4米。
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天文学对光学望远镜的基本要求
分辨率：能分开两个相邻天体位置 的能力。影响望远镜空间分辨率的主 要因素是望远镜的几何像差、望远镜 口径的衍射极限和地球的大气扰动。
光学望远镜种类： 折射式望远镜：伽利略、开普勒。 反射式望远镜：主焦点系统、牛顿系统、 卡塞格林系统、耐施密斯系统等。 折反射望远镜：施密特式望远镜。
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伽利略望远镜
1609年秋天 ，身兼帕多瓦大学数学、科学和天文学 教授，意大利天文学家、物理学家伽利略发明，人类 历史上第一台天文望远镜。 物镜是凸透镜，目镜是凹透镜。
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望远镜的发明
1608年，荷兰眼镜商人李波尔塞在偶然的机会中发明望 远镜。 1609年，意大利佛罗伦萨人伽利略发明并制成世界上第 一架投入科学应用的、放大倍率40的双筒天文望远镜， 并作出一系列重要的发现。 伽利略首次证实：夜晚天空中的银河，实际上是由无数 肉眼无法分辩的恒星所形成的图案。 400年前伽利略第一次用自制的天文望远镜指向天空。这 个小小的动作成就了天文学历史上的一个重大创举。从 此，人们的宇宙观发生了巨大的变化。
多波段天文望远镜
γ射线望远镜（致密天体碰撞、中子星并合） X 射线望远镜（黑洞、中子星、脉冲星） 紫外望远镜（高温星、类星体） 光学望远镜（恒星） 近红外望远镜（红巨星、尘埃、星系核） 远红外望远镜（尘埃，原恒星，行星） 毫米波望远镜（冷尘埃，分子云） 射电望远镜（ 21cm氢谱线，脉冲星）
卡塞格林系统
1672年，法国科学家卡塞格林发明。
凹抛物面主镜，凸双曲面副镜。 主镜有中心孔，光线经副镜后成像中心孔后，便于观测。 由于副镜的放大作用，且采用折叠光路，这样较短的镜筒 就可以获得较长的系统焦距，简化了结构。 视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲。
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卡塞格林系统
1668年，英国物理学家牛顿发明，避免了主焦点系统的
缺点，45°平面镜将焦点移出镜筒，能量损失略多于主焦点 系统，但易于接近，观测方便，且转动平面镜，可以获得不 同的焦点位置安装仪器。 球面主镜。 牛顿成功研制了世界上第一架反射望远镜，口径25mm， 镜筒长150mm，观测效果与当时2米长的折射望远镜相当。 25 但牛顿焦点不适合放大型终端设备。
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国际上折射望远镜
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国际上折射望远镜网站
https:///w iki/List_of_largest_optical _refracting_telescopes
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折射望远镜不足点 有色差。
对红外、紫外光线吸收。 镜面（双面）磨制，加工困难。 随着镜子直径增大，很难保证材质的一致性。 大尺度的玻璃在熔铸过程中，很难保证没有气 泡等问题。 镜子支撑困难。
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天文 望远镜 发展 历程
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光学望远镜主要性能参数
有效口径 有效视场 来自光本领 分辨本领42
天文学对光学望远镜的基本要求
有效口径：物镜起集光 作用的直径，常用D表 示。 口径越大能收集的光量 越多，即聚光本领就越 强，口径越大越能观测 到更暗弱的天体。
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天文学对光学望远镜的基本要求
施密特 折反射望远镜
ESO施密特望远镜 （1000/1620）
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帕洛马天文台 1.22米 施密特望远镜50年代对 北天进行了照像巡天， 对亮于21m的天体全部 拍了照片，每张照片是 6.°6×6.°6。 著名的“帕洛马天图” ，对天体物理和天体测 量工作都有极大的推动 作用。
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LAMOST式反射施密特望远镜
A：望远镜口径面积；t：观测积分时间；△λ：频谱宽度； np：到达地球表面的光子数。Q：综合量子效率。
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极限星等计算
极限星等是指望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星 最暗为6等，而50mm口径的望远镜则为10.3等。口径愈大所能 见的极限星等愈暗。 望远镜口径(mm) 50 100 150 200 250 300 500 极限星等 10.3 11.8 12.7 13.3 13.8 14.2 15.3 分辨力(角秒) 2.28 1.14 0.76 0.57 0.46 0.38 0.23
地 面 、 空 间 观 测 10 空 间 观 测
人眼: 最早的光学望远镜
瞳孔: 可变2—8mm 细胞: 光探测器 响应波长: 4000—7000Å 极限探测率:5×10-17W (10个光子/秒) 极限分辨率: 1角分 人脑: 电脑
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光学望远镜： 工作波段：0.4～0.7微米。
光学望远镜设计
第一讲：望远镜设计基础
本讲提纲
天文学概述 望远镜类型及其特点 望远镜的主要性能指标 望远镜研发过程和常用软件 望远镜通常的验收方法和指标
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天文学：研究宇宙空间天体、宇宙结构和发展
的学科。与数学、物理、化学、地球科学、生命 科学等同为基础学科，具有6千多年历史。
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研究意义：
为人类的生活、生产和科研等活动提供服务，如授时、编历、 导航、人造卫星轨道计算、大地测量、太阳爆发预报等空间气象。 认识自然规律，如宇宙形成、结构以及演化规律等。
研究方法：天文学研究的对象有极大的尺度，极长的时间，极
端的物理特性，因而地面试验室很难模拟。因此天文学的研究方 法主要依靠观测。观测有地面观测和空间观测。天文学的理论常 常由于观测信息的不足，天文学家经常会提出许多假说来解释一 些天文现象。然后再根据新的观测结果，对原来的理论进行修改 或者用新的理论来代替。这也是天文学不同于其他许多自然科学 的地方。 现象 观测 修正 初步模型 实测数据 改进模型
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耐施密斯系统
1839年，英国工程师耐施密斯发明。在卡塞格林系
统中增加45°平面镜，将焦点移到镜筒外的赤纬轴或 高度轴。 这类系统通常用于地平式望远镜，这时焦点位置不 随镜筒的转动而变化，这样可以放置大型焦面仪器。
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耐施密斯系统
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折轴焦点系统
耐施密斯系统的进一步发展，焦点相对于望远镜完全不 动，适合于放置大型终端仪器，如光谱仪等。
1673年，约翰内斯·海维留斯（ Johannes Hevelius ）制 作的开普勒望远镜，焦距46米。
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消色差系统
1733年，英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明。
1758年，英国光学专家多兰德用两片玻璃(有不同色散 度的“冕牌玻璃”和“火石玻璃”)做物镜，降低了色差 和球面像差。 消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色) 的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
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天文学分类：
其他更细分的学科： 按类型来分：
理论天文学 观察天文学 天文学史 宇宙学 星系天文学 高能天体天文学 太阳系天文学 远红外天文学 伽马射线天文学 无线电天文学 紫外天文学 X射线天文学 天体地质学 等离子天体物理学 中微子天体物理学 行星物理学
按研究方法分：
天体测量学 天体力学 天体物理学
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反射式天文望远镜
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主焦点系统
最基本的光学系统，系统简单。 只有一个反射镜，光能量损失小。 旋转抛物面镜面系统，没有球差。 配像场改正镜后，可获得较大的视场。 焦比小，过大焦比增加镜筒长度，增加造价。 焦面仪器在光路中，操作不方便，且不宜放置大型仪器。 24
牛顿系统
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国际天文学年
2009年，是伽利略将望远镜指向星空 400周年，因此，2009年被定为国际天 文学年。 “望远镜的使用，无疑是一场天文学的 革命，天文学的意义因此而改变。”