天文望远镜地光学系统.doc

word1848年建成的辛辛那提天文台折射望远镜影像折射望远镜折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比拟鲜明、锐利；缺点是有色差开展历史折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯·李普希和杨森、阿克马的雅各·梅提斯，各自独立发明的伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改良并做出了自己的望远镜然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了一样的仪器折射望远镜的设计架折射望远镜有两个根本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端折射可以将平行的光线会聚在焦点上，不是平行的光线如此会聚到焦平面上这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进展不同类型的修正。

伽利略式望远镜与伽利略设计出来的原始形式一样的望远镜都称为伽利略望远镜他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距(eye relief)也不佳开普勒式望远镜开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜这样安排的好处是从目镜射出的光线是会聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克制单纯由物镜造成的畸变约翰·赫维留建造焦长45米的折射镜)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量被观测的两个物体之间角距离的大小)消色差折射镜消色差的折射镜是在1733年由一位英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的约翰Dollond这项设计使用两片玻璃(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两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色)的光，都能聚焦在一样的焦平面上高度消色差折射镜高度消色差折射镜使用特别的材料，特别低色散度的材料，来制造物镜。

他的设计能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)会聚在一样的焦平面上，颜色的残过失误(二级光谱)比消色差透镜少了一个数量级这种望远镜的主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜，产生非常清晰没有色差的影像这种望远镜在业余天文望远镜的市场中是非常高价值的产品高度消色差折光镜的口径已经可以做到553毫米的直径，但多数仍在80～152毫米之间技术的考量折射望远镜曾经因为高度剩余的色差和球面像差而饱受责难，短焦的情况比长焦的更为严重一架4英吋F/6的消色差折光镜，仍可能出现不能无视的彩色的散述现象(通常会有紫色的光晕在明亮的天体附近)，而4英吋F/16的就只会有少许的色散在非常大口径的折光镜，还有镜片沉陷的问题，这是重力使玻璃变形的结果玻璃的瑕疵是更进一步的问题，被困在玻璃内的空气气泡或条纹另外，玻璃对某些波长是不透明的，即使是可见光也会在进出接口与穿透时因吸收和折射而黯淡这些问题大多数都可以因为改用反射镜而消除或降低，而且还可以制造更大的口径.值得推崇的折射望远镜叶凯士天文台(100cm) 叶凯士天文台〔Yerkes Observatory〕座落于美国威斯康辛州威廉斯湾，附属在芝加哥大学，于1897年由乔治·埃勒里·海耳创立，并获当时大企业家查尔斯·耶基斯〔Charles T. Yerkes〕资助。

该天文台圆顶内有一枝40英吋口径的折射望远镜，由光学大师克拉克〔Alvan Clark〕建造，与天文台一起落成启用，直到现时为止仍是世界上口径最大的折射望远镜，该天文台还有两枝40英吋和24英吋口径的反射望远镜叶凯士天文台的研究课题包括星际物质、球状星团的形成、红外线天文学和近地天体该处同时存在一个大小相当的工程中心，专门研制和修理科学仪器许多声名显赫的天文学家，如爱德华·爱默生·巴纳德、爱德温·哈伯和苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡等，几乎都是终身在此尽其职业不过由于天文台位置近海、经常多云而的不好观测条件，再加上附近越趋严重的光害，天文台已失去其原有作用面对研究产率低，以与每年30万美元的维护经费，芝加哥大学虽多年提供经费，但因美国每年的科研补助款逐年减少，芝加哥大学须自筹经费，否如此需被迫放弃天文台瑞典太阳望远镜(100cm) 瑞典太阳望远镜 ( SST)是口径1 米的望远镜，座落在加那利群岛的拉帕玛岛Roque de los Muchachos 天文台，由瑞典皇家科学院的太阳物理学会来管理它的主要元件是一片透镜，并且是全球第二大的折射镜SST是一架真空望远镜，意思是它的镜筒是真空的以防止来自内部空气的扰动破坏了影像。

这是太阳望远镜所特有的问题，因为收集的光线所会聚的热会对经过的气体造成影响而破坏了影像从2005年起，它启用了调适光学系统，使它的影像是所有的太阳望远镜中最好的SST接替了SVST－瑞典真空太阳望远镜－的工作，那是一架口径47.5厘米的望远镜，在2000年8月28日除役利克天文台(91cm) 利克天文台是世界上首个建于山顶的永久性台址，使用美国富豪詹姆斯·利克的遗产，建造于1876年至1887年间1887年，利克的遗体安葬在口径36英寸〔91厘米〕的折射式望远镜的基座下面，这台望远镜被命名为詹姆斯·利克望远镜1888年1月3日，利克望远镜开光，是当时世界上最大的折射望远镜直到1897年这一纪录才被叶凯士天文台打破1888年4月，利克天文台移交给加利福尼亚大学董事会管辖，成为世界上首个建于山顶的永久天文台首任台长是爱德华·霍顿1898年，詹姆斯·基勒担任天文台的第二任台长随着圣荷西的日益繁华，光污染逐渐开始对天文台的观测工作造成影响1980年代，圣荷西的路灯全部改用低压钠灯，这种灯的灯光容易用望远镜上的滤光片去除为了感谢圣荷西在降低光害方面所做的努力，利克天文台发现的第6216号小行星命名为“圣荷西〞。

巴黎天文台巴黎天文台〔ObservatoiredeParis〕位于法国首都巴黎，是法国的国立天文台，在巴黎、墨东、Nanay等地建有观测基地巴黎天文台是法国国王路易十四根据海军国务大臣让-巴普蒂斯特·柯尔贝尔的建议于1667年开始建立的，1671年完工，首任台长是法国著名天文学家卡西尼，他曾在这里发现了土星的四个卫星〔土卫八、土卫五、土卫四、土卫三〕、卡西尼环缝、木星的较差自转、大红斑，解释了黄道光的成因1679年，巴黎天文台出版了世界上第一部天文年历，利用木星卫星的掩食帮助船舶测定经度1863年，天文台出版了第一份现代意义上的气象图1913年9月，巴黎天文台用埃菲尔铁塔做天线，接收美国海军天文台发出的无线电信号，准确测定了两地的经度差巴黎天文台还是国际时间局的所在地，直到国际时间局于1987年解散尼斯天文台 (76cm) 罗威尔天文台 (24 in) 塞波特天文和科学中心 (20 in, 8 in) 反射望远镜反射望远镜是使用曲面和平面的面镜组合来反射光线，并形成影像的光学望远镜，而不是使用透镜折射或弯曲光线形成图像的屈光镜反射式望远镜所用物镜为凹面镜，有球面和非球面之分；比拟常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜与卡塞格林式反射望远镜。

反射式望远镜的性能很大程度上取决于所使用的物镜通常使用的球面物镜具有容易加工的特点，但是如果所设计的望远镜焦比比拟小，如此会出现比拟严重的光学球面像差；这时，由于平行光线不能准确的聚焦于一点，所以物像将会变得模糊因而大口径，强光力的反射式望远镜的物镜通常采用非球面设计，最常见的非球面物镜是抛物面物镜由于抛物面的几何特性，平行于物镜光轴的光线将被准确的会聚在焦点上，因而能大大改善像质但即使是抛物面物镜的望远镜仍然会存在轴外像差反射望远镜的根本分类反射望远镜由于工作焦点的不同分为主焦点系统、牛顿系统、卡塞格林系统、格里高里系统、 折轴系统等，通过镜面的变换，在同一个望远镜上可以分别获得主焦点系统〔 或牛顿系统〕、卡塞格林系统和折轴系统这些系统的焦点，分别称为主焦点、牛顿焦点、卡塞格林焦点、格里高里焦点和折轴焦点等单独用上述一个系统作望远镜时，分别称为牛顿望远镜、卡塞格林望远镜、格里高里望远镜、折轴望远镜 大型光学反射望远镜主要用于天体物理研究，特别是暗弱天体的分光、测光以与照相工作 牛顿式反射望远镜这种望远镜通常利用一个凹的抛物面反射镜将进入镜头的光线会聚后反射到位于镜筒前端的一个平面镜上，然后再由这个平面镜将光线反射到镜筒外的目镜里，这样我们便可以观测到星空的影像。

优点由于反射镜的造价要比透镜低的多，因此对于大口径的望远镜来说，经常做成反射式的，而不是笨重的折射式便携式设计的反射望远镜，虽然镜筒只有500mm，但焦距却可以达到1000mm牛顿式反射镜的焦比可以达到f/4到f/8，非常适合观测那些暗弱的河外星系、星云有些时候用这种望远镜观测月亮和行星也是很适合的如果要进展拍照，使用牛顿式望远镜时非常好的但是使用起来要比折反式望远镜要麻烦一点牛顿式结构可以很好的会聚光线，在焦点处得到一个非常明亮的像缺点开放的镜筒式的空气可以流通，这样不仅会影响到成像的稳定度，而且一些尘埃会随着流动的空气进入镜筒并附着在物镜上，长此以往会破坏物镜外表的镀膜，使其反射力下降由于这种结构的物镜比拟容易破裂，所以使用的时候需要倍加小心对于偏轴的光线，牛顿式望远镜会产生彗差这种结构的望远镜不适合于对地面景观的观测通常牛顿式望远镜的口径和体积都比拟大，因此价格也比拟昂贵由于加了一个二级平面反射镜，所以会损失一些光线反射望远镜的开展史折射望远镜产生的像差，主要是因为光线通过透镜以后再聚焦而产生的，那么能不能不通过透镜折射后聚焦而通过镜面的反射而聚焦成像呢?为此英国的物理学家、天文学家牛顿首先提出用一定形状的反射镜，也可以把平行光线会聚在一起而聚焦成像。

1868年牛顿亲自动手磨制了一块凹球面镜镜子材料选用合金(铜、锡、砷)，颜色为白色，镜面直径为2．5厘米，镜筒为15厘米长的金属筒，在镜筒末端安装了物镜当来自天体的平行光束，投射到物镜上，经过反射后会聚到焦点处，然后可以看到天体的像此焦点又称主焦点，在主焦点前安放一个小平面镜，使它与主轴光线之间夹角为45°把光线转向90°，然后在镜筒一侧聚焦成像，此焦点称为牛顿焦点在牛顿焦点后安放目镜便可以进展观测了，这是牛顿制作的第一架反射望远镜这种望远镜外形上短粗矮胖，产生的物像可以被放大40倍牛顿制造第一架反射望远镜虽然不想公开宣传，但引起了人们的关注后来牛顿又制作了第二架反射望远镜，物镜口径为5厘米他于1672年1月11日送给皇家学会，目前这架反射望远镜，仍在英国得以很好地保存反射望远镜的发明，为望远镜家族增加了新的活力，人们以极大的热情研究不同类型的的反射望远镜最早提出制作新型反射望远镜的人是英国天文学家詹姆斯·格雷果里1663年，他提出一个方案：利用两面镜子，一面主镜，一面副镜；口径较大的凹抛物面镜作为主镜，镜中心钻个圆孔，把此镜放在望远镜的一端，让光线从另一端进入镜筒射在主镜上，经过主镜的反射光线会聚至焦点处，再选口径较小的凹椭球面镜作副镜，将它放置在镜筒内的主镜焦点后，经副镜重新反射发散，使光线进入主镜的中心，然后再。