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望 远 镜卢 琰 20081080006517 世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希（Hans Lippershey），为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好象变大拉近了，于是在无意中发现了望远镜的秘密1608 年他为自引己制作的望远镜申请专利，并遵从当局的要求，造了一个双筒望远镜据说小镇好几十个眼镜匠都声称发明了望远镜与此同时， 德国 的天文学家 开普勒 也开始研究望远镜，他在《屈光学》里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸透镜组成，与伽利略的望远镜不同，比伽利略望远镜视野宽阔但开普勒没有制造他所介绍的望远镜沙伊纳于 1613 年─1617 年间首次制作出了这种望远镜，他还遵照开普勒的建议制造了有第三个凸透镜的望远镜，把二个凸透镜做的望远镜的倒像变成了正像沙伊纳做了 8 台望远镜，一台一台地观察太阳，无论哪一台都能看到相同形状的 太阳黑子 因此，他打消了不少人认为黑子可能是透镜上的尘埃引起的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有加此保护装置，结果伤了眼睛，最后几乎失明。

荷兰的 惠更斯 为了减少折射望远镜的色差在 1665 年做了一台筒长近 6 米的望远镜，来探查 土星 的 光环 ，后来又做了一台将近 41 米长的望远镜 使用透镜作物镜的望远镜称为折射望远镜，即使加长镜筒，精密加工透镜，也不能消除色 象差 ，牛顿曾认为折射望远镜的色差是不可救药的，后来证明是过分悲观的1668年他发明了 反射式望远镜 ，斛决了色差的问题第一台反射式望远镜非常小，望远镜内的反射镜口径只有 2.5 厘米，但是已经能清楚地看到 木星 的卫星、金星的盈亏等1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送给了 英国皇家学会 ，至今还保存在皇家学会的图书馆里1733 年英国人哈尔制成第一台消色差折射望远镜1758 年伦敦的宝兰德也制成同样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃分别制造凸透镜和凹透镜，把各自形成的有色边缘相互抵消但是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜直径为102 厘米，安装在雅弟斯天文台1793 年英国赫瑟尔，制做了反射式望远镜，反射镜直径为 130 厘米，用铜锡合金制成，重达 1 吨1845 年英国的帕森制造的反射望远镜，反射镜直径为 1.82 米1917 年， 胡克 望远镜在 美国 加利福尼亚的 威尔逊山天文台 建成。

它的主反射镜口径为 100 英寸正是使用这座望远镜，哈勃发现了宇宙正在膨胀的惊人事实1930 年，德国人施密特将折射望远镜和反射望远镜的优点（折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差）结合起来，制成了第一台折反射望远镜望远镜是一种用于观察远距离物体的目视 光学仪器 ，能把远物很小的张角按一定倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清晰可辨所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具它是一种通过 物镜 和 目镜 使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统根据望远镜原理一般分为三种一种通过收集电磁波来观察遥远 物体 的仪器在日常生活中，望远镜主要指 光学望远镜 但是在现代 天文学 中，天文望远镜包括了射电望远镜， 红外望远镜 ，Ｘ射线和伽吗射线望远镜近年来天文望远镜的概念又进一步地延伸到了引力波， 宇宙射线 和 暗物质 的领域或者再经过一个放大目镜进行观察日常生活中的光学望远镜又称“千里镜”它主要包括业余天文望远镜，观剧望远镜和军用双筒望远镜常用的 双筒望远镜 还为减小体积和翻转倒像的目的，需要增加 棱镜系统 ，棱镜系统按形式不同可分为别汉棱镜系统（也就是斯密特.别汉屋脊棱镜系统）和保罗棱镜系统(也称普罗棱镜系统)，两种系统的原理及应用是相似的。

个人使用的小型手持式望远镜不宜使用过大放大倍率，一般以 3～12 倍为宜，倍数过大时， 成像 清 晰 度 就会变差，同时抖动严重，超过 12 倍的望远镜一般使用 三角架 等方式加以固定以下为望远镜的分类：一、折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜分为两种类型：由凹透镜作目镜的称 伽利略望远镜 ；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜因单透镜物镜色差和球差都相当严重，现代的折射望远镜常用两块或两块以上的透镜组作物镜其中以双透镜物镜应用最普遍它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的凸透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，对两个特定的波长完全消除位置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱 在满足一定设计条件时，还可消去 球差 和 彗差 由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为 1/15-1/20，很少大于 1/7，可用 视场 也不大口径小于 8 厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜 ，留有一定间隙未胶合的称双分离物镜 为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组对于伽利略望远镜来说，结构非常简单，光能损失少镜筒短，很轻便而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观剧镜和玩具望远镜对于开普勒望远镜来说，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。

一般的折射望远镜都是采用开普勒结构由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，使用方便，易于维护，中小型 天文望远镜 及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远镜制造起来比反射望远镜困难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式二、反射望远镜是用凹面反射镜作物镜的望远镜可分为 牛顿 望远镜. 卡塞格林望远镜 等几种类型反射望远镜的主要优点是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差但为了减小其它像差的影响，可用视场较小对制造反射镜的材料只要求膨胀系数较小、应力小和便于磨制磨好的反射镜一般在表面镀一层铝膜，铝膜在 2000-9000 埃波段范围的反射率都大于 80%，因而除光学波段外，反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究反射望远镜的相对口径可以做得较大，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口径大于 1.34 米的光学望远镜全部是反射望远镜一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统 )、卡塞格林系统和折轴系统。

这样，一架望远镜便可获得几种不同的相对口径和视场反射望远镜主要用于天体物理方面的工作三、折反射望远镜是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量比较著名的有施密特望远镜 它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差还有一种马克苏托夫望远镜 在球面反射镜前面加一个弯月型透镜，选择合适的弯月透镜的参数和位置，可以同时校正球差和彗差及这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―努恩照相机等在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射镜用于校正像差它的特点是相对口径很大(甚至可大于 1)，光力强，视场广阔，像质优良适于巡天摄影和观测星云、彗星、 流星 等天体小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。