天文望远镜基本知识.pptx

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后两年,出版了,光学,一书,首次提出了“像差”得概念。并提出了一种新型得望远镜,这种望远镜被称为开普勒式望远镜。,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。缺点就是视场小、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得望远镜。,开普勒式:以凸透镜做物镜,凸透镜做目镜。就是将物镜所成得实像用凹透镜组得目镜放大,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得望远镜。,17,世纪望远镜刚出现时,不仅口径较小,而且成像质量相当差。因为当时得物镜都就是单透镜,像差,特别就是其中得色差非常严重,它使观测到得天体不能呈现出清晰得像,而就是带五颜六色光圈得像斑。,这种像差得成因当时尚未弄清楚,但当时人们已经发现,当透镜曲率变小,焦距变长时,色差就会减小,成像质量就比较好。于就是天文学家相继采用长焦距得望远镜。,早期折射望远镜,1673,年,波兰得赫维留(,1611-1687,)制成了一架长达,46,米得望远镜,吊在,30,米高得桅杆上,要许多人用绳子拉着它起落升降。,色差原理,1666,年,牛顿证明天体得光并非单色光,而就是由各种颜色得光混合而成。望远镜得色差就是由于透镜对不同颜色得光具有不同得折射率而造成。,科学巨匠牛顿(,1642-1727,),牛顿反射望远镜,为了根本消除色差,牛顿干脆不用光得折射特性,而用反射特性。,1668,年,她制成了第一架反射望远镜,物镜就是凹球面金属镜,物镜焦点前装一块与光轴成,45,得平面反光镜,将星光反射到镜筒一边,用目镜观察。,格里果里反射镜,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得设计方案,以抛物面为主镜,椭球镜面镜为副镜,主镜中央开有圆孔,F,1,就是主镜得焦点暨副镜得一个焦点,光线经副镜会聚后,必聚焦于副镜得另一个焦点,F,2,处。,由于主镜副镜都就是非球面镜,当时得工艺水平无法磨制,所以格里果里并没有制成这种望远镜。,卡塞格林反射镜,在牛顿反射镜问世后不久,法国人卡塞格林(,1625-1712,)在,1672,年提出了又一种反射望远镜得设计方案,主镜就是抛物面镜,副镜就是凸双曲面镜,主镜中间开有圆孔,F,1,就是主镜得焦点暨副镜得一个焦点,根据双曲面得光学特性,光线经副镜会聚后,必聚焦于副镜得另一个焦点,F,2,处。这种反射镜目前还经常采用。,赫歇尔得望远镜,1781,年,3,月,13,日,英国天文学家威廉,、,赫歇尔(,1738-1822,)用她自制得口径,15,厘米得反射镜发现了天王星,把太阳系得尺度扩大了一倍。,发现了天王星后,赫歇尔磨制得望远镜口径越来越大,她就是使反射镜大型化得始祖。,1789,年赫歇尔制成当时世界上最大得望远镜。口径,1、22,米,焦距,12、2,米。,大型折射望远镜,19,世纪下半叶就是大型折射望远镜得时代,美国得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,厘米得折射镜。,巨型反射镜,20,世纪得上半叶巨型反射镜又占了上风。由于磨制材料得改进,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,厘米得海尔反射望远镜交付使用。,最大得望远镜,消色差折射镜得出现,牛顿从理论上弄清了色差得成因,但错误得做出折射物镜色差无法消除得结论。由于牛顿极高得威望,不少人盲从了她得观点。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,所制成得复合透镜能消除色差。,由于消色差折射物镜得制成,人们再也不用为减少色差而拼命加长物镜得焦距了。从此后,折射望远镜得镜筒便大大缩短了。,折反射望远镜,1930,年德国得施密特制造出第一架折反射望远镜。同时使用反射镜与折射镜。反射镜就是球面镜,放在球面曲率中心得形状奇特得透镜做“改正镜”,可以补偿反射镜引起得球差,又不会产生明显得色差。,1940,年苏联光学家马克苏托夫发明马克苏托夫望远镜,与施密特望远镜类似,它得改正镜就是弯月形,两个表面都就是球面。制作容易。与反射镜相比,折反射镜得视场可以做得较大,有利于拍摄。,施密特望远镜,射电天文学,1931,年至,1932,年,美国得电信工程师央斯基(,1905-1950,)在研究无线电短波通讯中得各项干扰因素时,用无线接收天线,接收到来自银河中心得电磁辐射,开创了射电天文学。,射电望远镜,宇宙中得各类天体发射着从波长,10,6,米,-10,-14,米范围内得电磁辐射,地面上只能通过两个窗口光学与射电去观察星象。射电望远镜就是指观测与研究来自天体得射电波得基本设备,可以测量天体射电得强度、频谱及偏振等量。,甚大天线阵,哈勃太空,望远镜,哈勃太空望远镜发射于,1990,年,4,月。它位于地球大气层之上,因此它取得了其她所有地基望远镜从来没有取得得革命性突破。,望远镜得几个基本参数:,望远镜得口径:指望远镜物镜所能收到得最大光束得直径。通常将经过镜框限制后所能接收到得最大光束得直径称为有效口径,D,或入射光瞳。,焦点:平行于望远镜光轴得入射光束,通过理想光学系统后汇聚在光轴上得那一点称为焦点。位于主轴上得焦点称为主焦点。,焦距:从望远镜光学系统主点到主焦点得距离称为焦距,F,。,望远镜得几个基本参数:,相对口径:望远镜有效口径,D,与焦距,F,之比。通常将相对口径,A,称为相对孔径、光力或口径比。记为,A=D/F,焦比:将相对口径得倒数,1/A,称为焦比或相对焦距。照相机镜头上称为光圈。,出射光瞳:指物镜通过目镜系统所成得像。一般出射光瞳,d,得直径不能很大,最大值最好小于人眼瞳孔得直径,否则从望远镜射出得光将不能全部进入人眼。,望远镜得几个基本参数:,聚光本领:望远镜收集得光能与人眼瞳孔所接收得光能力之比称为望远镜得聚光本领,P,。望远镜得聚光本领可以用公式,P=D,2,/d,眼,2,表示。,人眼瞳孔直径,d,眼,在白天约为,2、5,毫米,夜晚约为,5,毫米,在完全适应黑暗环境得条件下,瞳孔最大直径不超过,8,毫米。,在理想条件下,有效口径,80,毫米望远镜得聚光本领,P=(80/8),2,=100,可见望远镜发挥了增加聚光本领得作用。,望远镜得几个基本参数:,放大率:放大率,=F,物,/F,目,望远镜得有效放大倍数与望远镜物镜得有效口径有关,口径越大有效放大倍数越大,如果硬将小口径望远镜得倍数调大,星像得细节部分还就是瞧不到,反而会使观测天体变得很暗,而且由于光得衍射效应,星像会变得模糊。,望远镜得几个基本参数:,分辨角:把望远镜能分清为两个物点得最小角距离称为分辨角,也叫分辨率。,视场:用目视望远镜观测星空时所能见到得天空部分得角直径叫视场。当目镜得工作视场一定时,望远镜得视场与放大率成反比。,望远镜主要解决“瞧得见”与“瞧得清”两方面得问题。,前者指接收到光子得数量有多少,后者指光子在视网膜上集合成像得清晰度。望远镜得口径越大,接收到得光子数越多,“瞧得见”得本领就越高。,“瞧得清”得问题与光学系统得质量,如玻璃得品质、加工精度、装配精度、保养状况有关,但即使就是理想得光学系统,仍有一个不可逾越得限制,即光得衍射效应。,重点,望远镜得机械装置,为了使望远镜能够观测天球上任意位置得天体,它必须能够绕两条互相垂直得轴线旋转。根据轴线方向选择得不同,望远镜得装置分为两类:地平式装置与赤道式装置。,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,望远镜得地平纬度不变,地平经度改变;当绕水平轴旋转时,望远镜得地平经度不变,地平纬度改变。,赤道式装置,天体观测一般都需要较长得时间,由于天体得周日视运动,望远镜最好能跟踪,最方便得办法就是把一条旋转轴沿平行于天轴得方向放置,这就就是“极轴”,这种装置称为赤道式装置,另一条轴线位于天球得赤道面内,就就是“赤纬轴”。当绕极轴旋转时,望远镜得赤纬不变赤经改变;当绕赤纬轴旋转时,望远镜得赤经不变,赤纬改变。,双筒望远镜,双筒镜,现在常见得就是开普勒式双筒镜,它得视场比伽利略式得大,而且成像更加清晰,但开普勒式双筒镜成得就是倒立得像,为了得到正像,在它得光路中加有转像棱镜或转像透镜,这些转像装置在地面观测中就是必不可少得。但像得倒正对天文观测来说无关紧要,不过正像望远镜可以给初学者找星带来方便。,双筒镜采用得就是折射系统,可分为伽利略式与开普勒式两种。伽利略式双筒镜结构简单,光能损失小、镜筒较短、价格也较低,但就是,它得放大率一般不能超过,6,倍,放大率再增加,视场就会迅速减小,视场边缘变暗。成像质量也会下降,所以这种双筒镜用得较少。,双筒镜得口径、放大率与视场一般都标在镜身上。口径与放大率用两组数字表示,例如“,1050”,表示这架双筒镜得放大率为,10,倍。口径就是,50,毫米;再如“,15,4060”,表示放大率在,15,倍至,40,倍之间可调,口径就是,60,毫米。,视场就是反映望远镜性能得另一个重要参数。与天文望远镜不同,双筒镜得视场经常不以“度”作单位给出,而就是给出在,1000,米,(,码)处能瞧到得景物得最大宽度。如“,131m/1000m”,或“,393Ft、/1000Yd、”,表示用这架双筒镜能瞧到,1000,米,(,码,),处得景物得最大宽度为,131,米,(393,英尺,),。,