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天文望远镜简介

2011-01-24 8页 doc 109KB 25阅读

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天文望远镜简介反射望远镜 HYPERLINK "http://baike.baidu.com/image/8d158aeeccd97e3a2cf5347e" \t "_blank" 反射远镜简介   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;比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜[1]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...
天文望远镜简介
反射望远镜 HYPERLINK "http://baike.baidu.com/image/8d158aeeccd97e3a2cf5347e" \t "_blank" 反射远镜简介   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;比较常见的反射式望远镜的光学系统有牛顿式反射望远镜[1]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,但是如果所的望远镜焦比比较小,则会出现比较严重的光学球面像差;这时,由于平行光线不能精确的聚焦于一点,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精确的汇聚在焦点上,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。   在佛兰克林学院使用的24英吋可转换牛顿/卡塞格林反射望远镜。 反射望远镜基本认识   用反射镜作物镜的望远镜。反射望远镜光学性能的重要特点是没有色差。其他像差在理论上虽然可以得到消除,但工艺复杂,实用的反射望远镜为了避免像差,视场一般比较小,可以通过像场改正透镜扩大视场。反射镜的要求膨胀系数小,应力较小和便于磨制。镜面通常镀铝,在红外区及紫外区都能得到 较好的反射率。反射望远镜的镜筒一般比较短,便于支撑。现代高科技反射望远镜还具有镜面自适应光学系统和主动光学系统,可以补偿大气扰动干扰和镜 面应力及风力引起的变形抖动。   中国目前最大的光学望远镜是2.16米。目前世界上最大的望远镜是位于夏威夷的凯克望远镜,直径10米,由36面1.8米的六角型镜面拼合而成,耗资一亿三千万美元,主要是由美国的一个企业家凯克捐助修建的,第一面凯克望远镜建造成功后,凯克基金会又投资修建了凯克二号望远镜,两座挨在一起,威力无比;另外的大型望远镜有美国国立天文台位于南北两半球的两个八米望远镜,一座位于夏威夷,一座位于智利,合称双子座望远镜;日本人在夏威夷建造了一座八米的称为昴星团望远镜;下世纪欧洲南方天文台将建成四座八米望远镜,组合口径相当于15米。 反射望远镜的基本分类   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、测光以及照相工作。   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汇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。    牛顿望远镜   ▲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。如果要进行拍照,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表面的镀膜,使其反射力下降。由于这种结构的物镜比较容易破裂,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较大,因此价格也比较昂贵。由于加了一个二级平面反射镜,所以会损失一些光线。   卡塞格林望远镜 卡塞格林望远镜   卡塞格林望远镜是由两块反射镜组成的一种反射望远镜,1672年为卡塞格林所发明。反射镜中大的称为主镜,小的称为副镜。通常在主镜中央开孔,成像于主镜后面,它的焦点称为卡塞格林焦点。有时也按图中虚线那样多加入一块斜平面镜,成像于侧面,这种卡塞格林望远镜,又称为耐司姆斯望远镜。   折轴望远镜   折轴望远镜是光线通过光学元件沿轴射出的望远镜。这种望远镜的焦点称为折轴焦点。各种装置型式(赤道式﹑地平式等)的折射望远镜﹑反射望远镜﹑折反射望远镜都可以配置成折轴望远镜。 反射望远镜的发展史   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。   1668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行观测了,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: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,然后再重新聚焦(P2)成像。在主镜后焦点处再通过目镜产生一个放大像。用这种望远镜观看时,如同折射望远镜一样,观测者直接对着物体的方向观测。但是这种反射镜的镜面要求较高,磨制起来比较困难,并且镜筒长场曲较大。所以格雷果里始终没能造出一架可以用来工作的反射望远镜。但是,他的理论丝毫没有错,后来有人据此制作的“格里式望远镜”一直工作得很好。   1672年法国人N·卡塞格林提出新的反望镜远镜。他对格里式望远镜进行改进,主镜仍是中心有孔的凹抛物面镜,只是把副镜磨制成凸双曲面镜。当来自天体平行主轴的光线,投射到主镜上,再经过主镜反射,在镜前聚焦,在光束尚未完全汇聚时,又受到在主焦点前的副镜再一次反射,使光线发散,然后穿过主镜中心孔后再聚焦,此焦点又称卡塞格林焦点。同样在此焦点处用目镜观看,则可看到再放大的像。这种反射望远镜称为卡塞格林望远镜,简称卡式望远镜。卡式望远镜焦距长而镜筒短,得到倍率大、星像大的好效果。拍摄天体也可得到大而清晰的像。若将卡式的副镜换成平面镜,安放在与光轴成 45°角的位置,这样可改成牛顿式望远镜,在侧面成像。因为这种望远镜有两种光路成像系统,所以又称为耐司姆斯望远镜。   在反射望远镜加工制造者中,最为突出的是英国天文学家威廉·赫歇尔(1738—1822年)。赫歇尔生于德国的汉诺威,1757年迁居英国。起初在英国生活时,由于能吹一手好号,先是担任音乐教师,但他的兴趣很广泛,特别渴望观测浩翰的宇宙、观测美丽的行星和神奇的恒星。他曾租了一架长60厘米的格雷果里式望远镜,对星空进行观测,但效果不好。若要购置较好的望远镜,因为经济条件窘困又难以实现。于是赫歇尔下决心自己磨制望远镜了。1772年,他把妹妹卡罗琳从汉诺威接到英国,照料他的生活,自己则专心投入磨镜子的工作。他磨制第一块镜子时非常刻苦顽强,一天连续磨制好几个小时,有一次竟达16小时,连吃饭都顾不上,只好让妹妹给他喂饭吃。凭着这种坚韧不拔的精神,终于磨制出了第一块直径为15厘米的反射镜,并制作了一架长2.1米,可放大40倍的牛顿式反射望远镜。他用这架望远镜观看了猎户座大星云,并且清楚地观测到了土星光环。特别是在1781年3月13日,赫歇尔在观测天体时,偶然在望远镜中看到的天体不是个光点而呈现出一个圆面。开始他认为发现了新彗星,但进一步观测,发现这个天体像行星那样环绕太阳运动,以后证实这是一颗远离太阳28亿千米的新行星,被命名为天王星。   天王星的发现轰动了英国,赫歇尔立即被选为英国皇家学会会员,被授于显赫的荣誉,获得了科普利奖。赫歇尔一生中磨制了数百架天文望远镜,其中在1786年磨制了最大的一架望远镜,口径为122厘米,镜筒长为12.2米。这个庞然大物在巨大的构架中竖立起来,看上去活像一尊指向天空的大炮,人们进行观测时需要爬到镜筒内寻找焦点。它所设计的光路称为赫式望远镜,望远镜将主镜斜放镜筒一端,将会聚光束的焦点靠近前方,去掉副镜直接用目镜进焦点处进行观测。当他使用这个庞然大物在观测的第一夜,就发现了土星的两颗新卫星。以后观测银河系也取得很大成功。赫歇尔不愧为在天文学发展史上立下丰功伟绩的全能天文学家。   19世纪中叶,制作反射望远镜口径最大的是英国天文学家罗斯伯爵,他出身贵族喜好天文,在1842年他开始筹措制造口径184厘米的大反射望远镜,历经三年的磨制,从四次失败目前在天文观测中,反射望远镜已成为现代天文观测的常用工具。世界上已建造口径在2米以上的反射望远镜有15台之多,超过5米口径以上的反射望远镜,已有三台。最著名的是安装在美国帕洛马山的天文台内的508厘米反射望远镜。制造这架望远镜,曾经历了许多风风雨雨。   1928年美国天文学家海尔已近晚年,当时洛杉矶城市已很繁荣,城市灯光很亮,离此城不远的威尔逊山天文台受到干扰,为避免城市灯光干扰,并且提高观测能力,海尔决定在距离威尔逊东南145千米的帕洛马山上,建造了一个508厘米的大反射望远镜。他首先经过严格挑选光学玻璃,磨制前在玻璃背面钻100多个孔洞,使镜后成为蜂窝状,中心钻孔为1.1米。经过漫长的时间磨制,总共磨掉4500千克的玻璃,研磨过程中,消耗掉了28吨金刚砂,最后镜重为 1.45吨,直到1948年才建成。可惜的是1938年海尔与世长辞了,没能看到这架大望远镜的建成,为纪念他的卓越贡献,将此架望远镜命名为“海尔望远镜”。这是全世界望远镜的佼佼者。这架望远镜的建成,为天文学的发展起到了推波助澜的作用。它能探测到宇宙中远达12亿光年的暗弱天体,探测人们所不知道的恒星和星系的秘密,极大地开扩了人类的眼界,扩大了人类认识宇宙的范围,取得的一系列新成果,使天文学向前迈进了一大步。   随着科学技术水平的不断提高,人们在制作大口径反射望远镜方面也不断有所提高。前苏联科学院磨制的口径6米的反射望远镜,1976年安装在俄罗斯高加索山上泽连丘克斯卡亚。进入90年代美国又在夏威夷英纳克亚建成了10米口径大型反射望远镜。我国口径最大的2.16米反射望远镜是1988年在北京天文台河北兴隆观测站落成的。这个观测站地处长城北侧、海拔960米的燕山主峰南麓,这也是一个天体物理光学观测的基地。 反射望远镜的优缺点   反射式望远镜有许多优点,比如:没有色差,能在广泛的可见光范围内记录天体发出的信息,且相对于折射望远镜比较容易制作。但由于它也存在固有的不足:如口径越大,视场越小,物镜需要定期镀膜等。   对于反射镜的材料,只要求它的膨胀系数较小、应力较小和便于磨制。磨制好的反射镜表面通常镀有一层铝膜,它对红外区和紫外区都有较好的反射律,适于在较宽的波段范围研究天体的光谱和光度。另外,反射望远镜的镜筒一般较短。大型的反射望远镜主要用于天体物理的研究工作,特别是暗弱天体的分光、测光和直接照相等。   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较小,则会出现比较严重的光学球差;这时,由于平行光线不能精确的聚焦于一点,所以物象将会变得模糊。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精确的汇聚在焦点上,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。 反射望远镜的应用   反射望远镜在天文观测中的应用已十分广泛,由于镜面材料在光学性能上没有特殊的要求,且没有色差问题,因此,它与折射系统相比,可以使用大口径材料,也可以使用多镜面拼镶技术等;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;因此较适合于进行恒星物理方面的工作(恒星的测光与分光),目前设计和建造的大口径望远镜都是采用的反射系统,遗憾的是反射望远镜的反射镜面需要定期镀膜,故它在科普望远镜中的应用受到了限制。 折射望远镜 概述 折射望远镜(refracting telescope)是一种使用透镜做物镜,利用屈光成像的望远镜。 发展历史    世界上第一架天文望远镜就是伽利略制造的折射望远镜,它采用凸透镜为物镜。由于玻璃对不同色光的折射率不同,折射望远镜会产生严重的色差,因此,后来的折射望远镜多采用复合透镜作为物镜,即由两块以上的透镜组成,用来消除色差(如美国Meade公司的ED系列)。 分类   根据光路的不同,折射望远镜分为伽利略望远镜和开普勒望远镜两种。通常折射望远镜的相对口径较小,即焦距长,底片比例尺大,从而分辨率高,比较适合于做天体测量方面的工作(如测量恒星的位置、双星的角距等)。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[1]和开普勒式望远镜,其优点是成像比较鲜明、锐利;缺点是有色差。 特点    优点   使用方便、制造简单。   适合观测月亮、行星、双星,特别是对于大孔径的望远镜。   结构小巧、不需要额外的维护费用。   封闭的镜筒减弱了空气流动对成像质量的破坏,同时保护了光学镜头。   易于搬运,适合远距离的室外观测。   可以避免二次成像,形成高反差的像质。   通过消色差设计,可以很好的避免色差的出现。    缺点   价格较牛顿式或卡赛格林式昂贵。   同样口径下,折射式望远镜较牛顿式或卡赛格林式更重、更长、体积更大。   由于口径的限制,不适合于观测深空天体比如河外星系、星云等等。   焦比较小的缺点造成利用折射望远镜来拍摄深空天体显得比较困难。   在消色差设计中,所得影像的色彩或多或少也会有一点的畸变。 折反射望远镜   摘要: 折反射望远镜是将折射系统与反射系统相结合的一种光学系统,它的物镜既包含透镜又包含反射镜,天体的光线要同时受到折射和反射。这种系统的特点是便于校正轴外像差。以球面镜为基础,加入适当的折射元件,用以校正球差,得以取得良好的光学质量。应用最广泛的有施密特望远镜(美国Meade 折反射望远镜 12"LX200SC),施密特-卡塞格林系统(南京天仪中心的KP300S),马克苏托夫与马克苏托夫-卡塞格林望远镜(南京御夫天文科教仪器厂生产的Φ160mm等系列)四种类型。由于折反射望远镜具有视场大、光力强等特点,适合于观测延伸(彗星、星系、弥散星云等)天体,并可进行巡天观测,较适合天文爱好者使用。 简介   [1]由折射和反射元件组成的天文望远镜。其中单独的折射或反射元件都不能很好成像。哈密顿在1814年曾提出在透镜组中间加入反射面﹐以增加光焦度。采用这种办法就能用一般的玻璃得到色差改正比消色差物镜更好的望远镜。这是最早的一种折反射望远镜。由于不能改进其他像差﹐它没有得到进一步发展。目前﹐折反射望远镜主要指应用最广泛的施密特望远镜﹑马克苏托夫望远镜以及由它们衍生的望远镜﹐如超施密特望远镜﹑贝克-努恩照相机等。这类望远镜具有光力强(相对口径可达1﹐甚至更大)﹑视场大(可达30°~50°)﹑像差小等优点﹐通常用于巡天摄影和观测弥漫星云﹑流星和人造卫星等。结构紧凑的小型目视天文望远镜也常采用卡塞格林式折反射系统。 折反射望远镜基本结构   反射望远镜在光学性能上最大的特点是没有色差﹐在折反射望远镜中﹐一般就是由反射元件担负主要的光焦度﹐而其中折射元件总的光焦度很小﹐它的主要作用是校正像差。   目前世界上常见的折反射式望远镜类型有两种,施密特式和马克苏托夫式。   一架150mm 口径的 折反射望远镜(马克苏托夫式)。   折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年,德国光学家施密特用一块别具一格的接近于平行板的非球面薄透镜作为改正镜,与球面反射镜配合,制成了可以消除球差和轴外象差的施密特式折反射望远镜,这种望远镜光力强、视场大、象差小,适合于拍摄大面积的天区照片,尤其是对暗弱星云的拍照效果非常突出。施密特望远镜已经成了天文观测的重要工具。   1940年马克苏托夫用一个弯月形状透镜作为改正透镜,制造出另一种类型的折反射望远镜,它的两个表面是两个曲率不同的球面,相差不大,但曲率和厚度都很大。它的所有表面均为球面,比施密特式望远镜的改正板容易磨制,镜筒也比较短,但视场比施密特式望远镜小,对玻璃的要求也高一些。   由于折反射式望远镜能兼顾折射和反射两种望远镜的优点,非常适合业余的天文观测和天文摄影,并且得到了广大天文爱好者的喜爱。   望远镜的集光能力随着口径的增大而增强,望远镜的集光能力越强,就能够看到更暗更远的天体,这其实就是能够看到了更早期的宇宙。天体物理的发展需要更大口径的望远镜。 折反射望远镜   但是,随着望远镜口径的增大,一系列的技术问题接踵而来。海尔望远镜的镜头自重达14.5吨,可动部分的重量为530吨,而6米镜更是重达800吨。望远镜的自重引起的镜头变形相当可观,温度的不均匀使镜面产生畸变也影响了成象质量。从制造方面看,传统方法制造望远镜的费用几乎与口径的平方或立方成正比,所以制造更大口径的望远镜必须另辟新径。   自七十年代以来,在望远镜的制造方面发展了许多新技术,涉及光学、力学、计算机、自动控制和精密机械等领域。这些技术使望远镜的制造突破了镜面口径的局限,并且降低造价和简化望远镜结构。特别是主动光学技术的出现和应用,使望远镜的设计思想有了一个飞跃。   从八十年代开始,国际上掀起了制造新一代大型望远镜的热潮。其中,欧洲南方天文台的VLT,美、英、加合作的GEMINI,日本的SUBARU的主镜采用了薄镜面;美国的Keck I、Keck II和HET望远镜的主镜采用了拼接技术。   优秀的传统望远镜卡塞格林焦点在最好的工作状态下,可以将80%的几何光能集中在0″.6范围内,而采用新技术制造的新一代大型望远镜可保持80%的光能集中在0″.2~0″.4,甚至更好。
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