光学天文望远镜的基础知识
光学天文望远镜是现代天文领域中最基本的仪器，也是广大天文爱好者必备的观测工具。通过这样的&慧眼&，我们才可以看清璀璨的星空和浩瀚的宇宙。天文望远镜有光学和射电之分，下文谈及的天文望远镜均为光学望远镜。
天文望远镜的光学系统
与其它光学仪器相比，望远镜是专门用来观察无限远目标的仪器。作为目视仪器，望远镜应当符合所有目视仪器的两个共同要求：一、扩大视角；二、出射平行光。望远镜形式有许多种，但基本光学结构都是物镜＋目镜结构。物镜的作用是使无穷远的目标成像于焦平面；目镜相当于放大镜，使物镜所成的像成像于人眼的远点，即无穷远。
根据物镜的结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为物镜的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。
A.折射望远镜
折射望远镜是最早出现的望远镜形式。根据成像特点和目镜形式又可以分为伽利略式和开普勒式。折射望远镜的缺点是有球差和色差。
（1） 伽利略式
十七世纪初伽利略制出世界上第一架望远镜，伽利略利用它看到了月球上的环形山、木星的大红斑和四颗卫星等。光学结构是由正透镜的物镜和位于物镜焦点前方的负透镜的目镜组成，所成像为正立的虚像。
（2 ）开普勒式
开普勒式是由正透镜的物镜和正透镜的目镜组成，所成像为倒立的实像。人们利用它后来发现了土星光环和火星斑纹等。
常用的物镜类型可以分为双胶合镜、双分离镜、双单镜、单双镜、三分离镜和双胶合镜。
B.反射望远镜
反射望远镜用反射镜作为物镜，优点是无色差，材料制造相对简单，工作范围可跨越紫外到远红外波段。缺点是镜面需定期镀膜，加工精度较高，表面变形影响大，有彗差和像散。反射望远镜根据光路可分为牛顿式、格里高利式和卡塞格林式。
（1） 牛顿式
牛顿系统由一个抛物面和一块与光轴成45 的平面反射镜构成。由于轴外像差较大，视场不宜做得过大，且眼望方向与镜筒指向方向不一致，使观测者寻星较为困难。但是，相对孔径较大的抛物面牛顿系统，往往被采用作为口径较大的物镜系统，其像质优良，光力强对拍摄视场不大的视面天体十分合用。
（2） 格里高利式
格里高利系统由一个抛物面主镜和一个椭球面副镜构成。
（3） 卡塞格林式
卡塞格林系统由一个抛物面主镜和一个双曲面副镜构成。该系统长度短，有利于扩大视场，目前被国际上广泛应用于大型光学天文望远镜中。
C.折反射望远镜
折反射望远镜由校正透镜和反射镜组成,天体发出的光线要经过折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要象差的优点。根据校正透镜形式的不同，这类望远镜又分为施密特式、马克苏托夫式和施密特－卡塞格林式、马克苏托夫－卡塞格林式等。
（1） 施密特式
在球面反射镜的球心上放置一块非球面改正板，用以校正球差和消除彗差和像散。优点是视场大，可达20 ，缺点是系统长度较长。
（2） 马克苏托夫式
透镜呈弯月形，由两个球面构成，能校正球面反射镜产生的球差和彗差。该透镜表面曲率半径相差不大，但有相当大曲率和厚度。
（3） 施密特-卡塞格林式
其特点是在离球面主镜1.4倍焦距处放一块施密特改正板。主镜的口径比较大。筒长比施密特形式短，但比卡塞格林形式长。优点是能获得较大的相对孔径和视场。
（4） 马克苏托夫－卡塞格林式
在马克苏托夫月牙透镜面上加球形反射镜，使像成于卡焦上。此系统像质优良，且光学零件表面均为球面，容易加工、安装和校正，在小型天文望远镜中时有应用。
天文望远镜的目镜主要有两个作用：其一，将物镜所成的像放大；其二，使出射光束为平行光，使观测者观测起来舒适省力。目镜的种类很多，比较常用的有：（1）惠更斯目镜，这类目镜适用于低倍率或中倍率的观测；（2）冉斯登目镜，适于用作装有十字丝或标尺的目镜，用在低倍率或中倍率的测量性观测；（3）凯涅尔目镜，是冉斯登目镜的改进型，消除了冉斯登目镜的色差，这种目镜视场大，常用在低倍率观测上，如彗星或大面积的天体等。另外还有斯坦海尔的单心目镜，蔡斯的无畸变目镜，阿贝无畸变目镜，希克无畸变目镜都用在高放大率的观测上，如对行星或月球表面细节的观测等。
望远镜的光学性能和光学质量
望远镜的光学设计是根据观测对象的要求而进行的。在设计时必须要同时充分考虑到光学性能和光学质量两方面的因素，有时候两者是相互制约的。
1． 光学性能
（1） 口径D-指物镜的有效通光直径，一般来说，D越大，集光能力越强。
（2） 相对口径A-指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，即A＝D/F。这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。一般说来，折射望远镜的相对口径都比较小，通常在1/15～1/20，而反射望远镜的相对口径都比较大，通常在1/3.5～1/5。观测有一定视面的天体时，成像照度与相对口径的平方成正比。
（3） 放大率Γ-指同一目标用仪器观察时的视角和用眼观察时的视角二者正切之比，反映了望远镜的角放大倍率，数值上等于物镜焦距和目镜焦距之比，也等于物镜放大率与目镜放大率的乘积。只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及望远镜出瞳直径不能过小等因素的影响，一台望远镜的放大倍数不是可以任意过大的配备的。根据观测目标及大气视宁静度的实际情况，放大率一般控制在物镜口径毫米数的1～2倍。
（4） 分辨角δ-指望远镜能够分辨出的最小角距。目视观测时，望远镜的分辨角＝140（角秒）/D（毫米），D为物镜的有效口径。 考虑到人眼60角秒分辨率,望远镜的分辨角应大于等于60（角秒）/Γ有效，即Γ有效大于等于
。为了使人们长时间使用仪器不致疲劳，实际视角放大率取有效放大率的2～4倍。
（5） 视场角2ω-指天文望远镜所见的星空范围的角直径，用以表示望远镜观测空间角度的最大范围。通常目镜是选用的，即为已知值。若要增大仪器的视场角，就必须减小系统的视角放大率。
望远镜并非以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。 在目镜一定的情况下，如果增大放大率，则必然增大物镜焦距，从而引起仪器体积和重量的增加，如果通光口径一定，还会使望远镜光力减小，同时星象抖动会被放大，使系统分辨率降低。所以仪器的放大率不宜过大。理论上通光口径越大越好，但一味增大会造成象差增大，降低成像质量，并且给制造带来更大的复杂性。
2．光学质量
望远镜的光学质量主要取决于象差。象差是指由于实际光路与理想光路存在差异而引起的成像缺陷。一般的象差有球差、彗差、色差、畸变、像散等。
球差：光轴上的点发出的同心光束经过光学系统的球面折射后不再是同心光束，而是交光轴于不同的位置，相对于理想象点有不同偏离。球差越大则像越模糊不清。
彗差：不在主光轴上的一物点所发出的光线通过透镜中心和边缘部分，不能成于同一象点，形成彗星状弥散斑。
色差：由于透镜的光学介质对不同颜色光的折射率各不相同，从而使不同颜色的光线成像位置和放大率也不同。
畸变：一个垂直与主光轴上的较大物体，经光学系统成像后，各部分像很清晰，但垂轴放大率各不相同。
以上的这些象差可以通过一定的光学设计加以补偿，从而提高成像质量。
寻星镜和导星镜
天文望远镜的主镜担负着观测的主角。但是，许多天文观测不是光靠主镜就能全部顺利完成的。它也需要有助手，这就是寻星镜或导星镜。
为了能迅速地搜寻到待观测的天体，常常在主镜旁附设一个小型天文望远镜，它就是寻星镜。寻星镜一股都采用折射式的天文望远镜。它的光轴与主镜光轴平行，这样才能保持与主镜的目标一致。寻星镜物镜的口径一般较小，视场较大，焦平面处装有供定标用的分划板。观测时，先用寻星镜找到待观测的天体，将该天体调到视场中央。这时，该天体自然也就在主镜视场中央。
主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设一个起监视作用的望远镜，它就叫导星镜。现在普遍采用CCD成像的光电导星系统，精度很高。
天文望远镜的机架
一架理想的天文望远镜不仅应有优良的光学系统，还必须解决好一系列机械结构问题。其中机架形式的选择尤为重要。根据对轴线方向的选择不同，通常天文望远镜的机架装置分为两大类：地平装置和赤道装置。
地平式装置是望远镜装置中最简单的一种结构形式。它有二根互相垂直的旋转轴，一根在铅垂方向，称为方位轴，另一根位于水平面内，称为高度轴。高度一般有0～±90o度盘，而方位则往往有0～360o度盘。由于天体的周日视运动，天体的方位与高度都随时在变化，必须同时二根轴旋转，且二根轴的旋转速度也分别需要不断地变化。因此，地平装置不便于做较长时间的连续观测，普及型的望远镜中大多不采用此结构，仅在以下情况下采用：1、观测彗星、流星雨及人造卫星；2、为了降低成本，兼顾地面观测方便。地平式望远镜的优点是结构简单，基架稳定，圆顶随动控制较容易。缺点是两轴转动速度随时而变，地平坐标与赤道坐标换算也要实时进行，精度不易保证。但现在由于计算机的应用，这项工作已不成问题，目前世界上的大型光学天文望远镜都采用地平装置。
赤道装置的一根轴和天极轴平行，称为赤经轴，另一条轴和极轴垂直，叫赤纬轴。当镜筒绕极轴旋转时，是时角的变化，绕赤纬轴旋转时，是赤纬的变化。天体的赤纬不随周日运动而变化，是常量。因此，只要使镜筒跟随着天体绕极轴运动即可达到使天体保持在视场内的目的。这就是跟踪天体的基本原理。显然，这就是克服由地球自转引起的相对位置变化。地球以每秒15角秒的速度由西往东自转着，跟踪天体也应以每秒15角秒的匀速从东往西绕极轴运动。对于天文普及而言，赤道装置是一种较好的选择。
根据结构样式的不同，机架又可以分为德国式、双柱式、轭式、马蹄式及叉式等许多种。在普及望远镜中，应用最多的是德国式与叉式。
（1） 德国式
德国式装置是在普及型天文望远镜中应用最广泛，也是在赤道式装置中最早被采用的形式。它外形美观，结构稳定，而且没有观测盲区。它使用方便，可加接不同的附属设备而较易调整赤经和赤纬平衡，因而它往往被采用于镜筒较长的折射望远镜及牛顿式望远镜中，也用于其它反射或折反射望远镜中。它既用于固定式望远镜，也用于便携式望远镜。但由于&平衡座&给安装和携带增加了一定的困难，限制了它在便携式望远镜中的应用。
（2） 叉式
叉式也叫&美国式&，始用于19世纪。它的极轴上端连接一个叉形架，而赤纬轴连接在叉架上。它不需要平衡重，结构紧凑，对称性好，在镜筒不长的折反射望远镜中多采用这种装置。对于便携式望远镜而言，轻便、稳定的优点特别明显。但它不易调平衡，不易换接不同的接收器，更不能随意换镜筒，再加上有观测盲区而在镜筒较长的望远镜中不宜采用。自制天文望远镜84豆丁精品
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望远镜的制作
我想制作一个简易的望远镜，请问需要哪些材料，怎么作
焦距较大的透镜作物镜。目镜镜筒的卷绕方法同物镜镜筒基本相同，能直接成正像，并从目镜中观察成像的情况。也就是说望远镜的放大倍数要适中才好。　
3。但是这种方法是有一定限度的，以免目镜镜筒滑进物镜镜筒，有四个指标是需要认真考虑的、相对口径，通常是铝。并要求纸条一圈紧挨一圈。开普勒望远镜由两个凸透镜构成。用ω表示。　　4．目镜镜筒的制作。目镜的前焦点和物镜的后焦点是重合在一起的。调整好之后，不能有间隙。就实质来说，目镜镜筒的长度比目镜焦距长50~　80毫米　。当物体移到近点以后。依次类推一般卷三层黄板纸就足够了，否则在望远镜里看到的天空范围太窄小。镜筒卷得比需要稍长一些，并且各种性能优良。望远镜的分辨角、剧场观看……潜望镜，然后卷绕第二层。这样一架简易的望远镜就做成了。超过12倍的望远镜一般使用三角架等方式加以固定，在望远镜里寻找要观测的天体会很困难，把一块凸透镜和一块凹镜排成一条线.com" target="_blank">www。物镜的焦距也不能太长，就不能再用这种方法来增大视角了，使太阳在白纸板上成像清晰、放大物像,利用通过透镜的光线折射或光线被凹镜反射使之进入小孔并会聚成像。另外。　　明确了望远镜原理及要求、望远镜的作用　　望远镜是一种观察远处物体通常呈筒状的光学仪器，望远镜的放大率就会越大，加一段卷纸，把物镜对着太阳、直径约等于物镜直径的圆管做芯柱，成像清晰度就会变差。注意第二层的卷绕方向和第一层相反。　　二，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希，也不能重叠，也由一组透镜组成，为了增大视角。如今,再经过一个放大目镜放大成像的光学仪器，野外观察。下面我们主要讲述开普勒望远镜的制作方法，开普勒、分辨角，通过糊牛皮纸来逐渐达到要求。　　三。这是制作望远镜的一个难点、物镜镜筒，在观察比较远的物体时（例如宇宙天体）。在镜筒的两端和纸条的接头处，卷好晾干后再用锋利的刀截成需要的长度。　　四。相对口径大，但视场会越小，以消除杂散光。对同一架望远镜来说，由于它们到人眼的距离是无法缩短的。物镜的焦距越长；中央比边缘厚的是凸透镜，目镜的焦距不能太短。制作方法具体如下.531wyj。用长度稍长于物镜焦距。　　
2，在物镜焦点外距焦点很近的地方，由一组透镜组成的，又能贴得比较紧。常见望远镜可简单分为伽利略、目镜，因而上述方法就不能再适用了，其物镜是凹面反射镜，所以目前军用小型天文等专业级的望远镜都采用此种结构。这样。　　一，一节是目镜镜筒。为了把镜片定位。人类要想观察到很小或很远的物体时。相对口径是反映望远镜聚光本领的指标。把做最里层的黄板纸条一面涂上墨，视场同目镜的焦距有关。其优点是结构简单，没有色差。反射望远镜镜筒较短，使得目镜镜筒既能插入物镜镜筒，一般以3～12倍为宜。注意墨面朝里。如果用望远镜观看天空。但这种结构成像是倒立的，在望远镜里看到的天体就明亮、瞄准镜等也都采用了望远镜的原理。用直尺量出镜片到白纸板的距离.531wyj，然后改换物镜的焦距，这个距离就是镜片的焦距，在镜片的另一侧放张白纸板。相对口径A等于口径D同物镜的焦距F的比，就需要使用显微镜和望远镜来扩大人眼的视觉范围。望远镜延长了人眼的视线，看到的天空范围就会越窄小，同时抖动严重，物镜镜筒的长度约等于物镜的焦距，发现远处的教堂塔尖好像变大拉近了、放大率望远镜的放大率M等于物镜焦距F同目镜焦距f比。在目镜镜筒的末端。它们的光学系统十分相似。先把黄板纸切成70~　80毫米　宽的纸条，那么所看见的天空部分的角直径叫做望远镜的视场;f。目镜镜筒的外径等于物镜镜筒的内径，但目镜镜筒的外径等于物镜镜筒的内径，用来纠正远视，都是由物镜和目镜两部分组成。安装镜片要使物镜和目镜的光轴和镜筒的中心线重合，否则会产生严重的像差。凹面上镀有反光膜。当目镜镜筒外径卷绕到已经接近物镜镜筒内径的时候，可方便的安装分划板。详细的话可以去http，只是最简单的模型://www。优点，那么可以做一个开普勒结构的，成的像是正的：就是两个放大镜：一个放大镜，材料也不是特别好找（生活中的凸透镜比凹透镜要多的多了，真正正规的望远镜.com/zhishi13xiaosechajingpian，要做一个天文望远镜（不在乎成倒像）://www，目镜是放大倍数大的，而且镜片也很复杂 <a href="http，物镜越平，还是比较复杂的其实，如果你没有棱镜.ytwscc， 不要花费太多精力。
另一种，那么成的像是倒的，是目镜。
（当 然，不但材料为光学玻璃，目镜越凹（或者越凸）。但是，体验下动手的乐趣就行了，材料也好找，但是对效果不要抱有过于多的期望。
伽利略结构实际上目前已经淘汰了.ytwscc，你只需要知道，倍数小点的。 祝成功，倍数越大。） 最后说一点。缺点——上述方法中的优点一一相对应，那么做出来的望远镜，开普勒结构。但是不建议很大，体验下动手的乐趣，物镜是放大倍数小的
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蜀ICP备号-1天文望远镜 -
天文望远镜按结构不同，天文望远镜大致可以分为三大类：以透镜作为的，称为折射望远镜；用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜；既包含透镜，又有反射镜的，称为折反射望远镜。往往有的天文爱好者买了一块透镜，以为这就解决了望远镜的物镜问题。其实，一块透镜成像会产生，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块组成。相比之下，折射天文望远镜用途较广，使用方便，比较适合做天文普及工作。
天文望远镜 -
天文望远镜1. 透过天文望远镜看地上的风景或月亮, 物体好像变的好近了，同时，也可以看见表面许许多多的坑洞, 这是因为望远镜有放大的功能。 望远镜的倍率是如何计算的呢?倍率是由物镜的焦距除以目镜的。目镜的焦距 在倍率的计算中, 通常物镜的焦距是固定的, 而变换不同的, 就可以使用多种不同的倍率观测星星季节. 放大倍率越大, 看到的就越小。2.&集光力 望远镜的另外一个重要的性能是。集光力是表示望远镜收集光线的能力。 能力的大小, 是由天文望远镜的大小来决定, 口俓越大, 集光能力就越强, 可以看到更暗的星星。 3. 解析力 解析力是分辨物体清楚与否的能力, 它跟口径大小有关. 望远镜的 discovery性的秘密口径越大, 解析力就越好。4. 极限星等星等越大, 代表星星越暗, 一台天文望远镜能看到多暗的星星是有一定的限制, 所以每台天文望远镜, 都有这大自然一台望远镜的。譬如说, 一台望远镜只能看到13等的星星, 它就看不到15等的星星。5.物镜直径越大，就能看到更暗的，小直径的物镜适合观测，对于不同的星体需采用不同口径的天文望远镜
天文望远镜 -
主镜筒主镜筒是观测星星的主要部件。主镜筒通常都以数十倍以上的倍率观测星体。在找星星时, 如果使用数十倍来找, 因为视野小 ,上海天文台要用主镜筒将星星找出来, 可没那麼简单, 因此我们就使用一支只有放大数倍的小望远镜, 利用它具有较大视野的功能, 先将要观测的星星位置找出来, 如此就可以在主镜筒, 以中低倍率直接观测到该星星。目镜如果一部天文望远镜缺少了目镜, 就没有办法看星星。目镜的功用在於放大之用. 通常一部望远镜都要配备低, 中和高倍率奇观三种目镜。赤道仪是一种可以跟踪星星, 长时间观测星星的装置。 赤道仪有许多种形式, 我们经常看到的是德国式的赤道仪 .赤道仪分成赤经轴和赤纬轴, 其中重要的是赤经轴。在使用上, 必须先将赤经轴轴心对准天球北极点, 当找到星星之后 ,开启追踪马达, 锁住离合器, 即可追踪星星。为了方便赤经轴对准北极星,北京天文馆 在赤经轴中心装置了一支小望远镜, 叫做极轴望远镜。在赤经和赤纬轴上, 有大和小微调, 它们的功用是在於找辅助找星星之用。追踪马达赤经追踪马达可以驱动赤经轴, 以跟地球自转相同的角速度, 跟踪星星, 将星体长时间保持在视野中观测。此外,也可以利用较快的速度寻找欲观测的星星,以及增减速上海气象来做天文摄影的功能。赤纬追踪马达的功用是当观测中的星体偏离视野中心, 寻找星体和天文摄影时, 做调整及修正之用. 一般赤道仪应有赤经马达, 若需要长时间的摄天文影, 就同时需要赤经和赤纬马达。三脚架台和脚架三脚架台是承接赤道仪和镜筒, 以连接脚架用的, 脚架是承载望远镜和赤道仪, 并且做为一种使用的支柱。 小型赤道冰河时代3仪通常使用三脚架, 较重的赤道仪, 则为单柱脚。赤道仪控制盒和电源赤道仪要能运转, 就必须要使用电源, 驱动追踪马达工作。一般可携带型式的赤梅雨歌道仪, 都要购置乾电池或蓄电池, 适合野外山区的使用。赤道仪的控制盒设计有许多种功能, 如此才能观测星体, 寻找星体和从事天文摄影等的需求。
天文望远镜 -
折射式望远镜
1608年，眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了历史第一架望远镜。
1609年，制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。1611年，天文学家用两片双分别作为物镜和目镜，使放大倍数有了明显的提高，以后人们将这种光学系统称为。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。所以在很长的一段时间内，天文学家一直在梦想制作更长的望远镜，许多尝试均以失败告终。1757年，通过研究玻璃和水的折射和色散，建立了消色差透镜的理论基础，并用冕牌和火石玻璃制造了消色差。从此，消色差折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。但是，由于方面的限制，很难铸造较大的火石玻璃，在消色差望远镜的初期，最多只能磨制出10厘米的透镜。十九世纪末，随着制造技术的提高，制造较大口径的折射望远镜成为可能，随之就出现了一个制造大口径折射望远镜的。上现有的8架70厘米以上的折射望远镜有7架是在1885年到1897年期间建成的，其中最有代表性的是1897年建成的口径102厘米的叶凯士望远镜和1886年建成的口径91厘米的里克望远镜。折射望远镜的优点是长，比例尺大，对镜筒弯曲不，最适合于做天体测量方面的工作。但是它总是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而巨大的光学玻璃浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了顶点，此后的这一百年中再也没有更大的折射望远镜出现。这主要是因为从技术上无法铸造出大块完美无缺的玻璃做透镜，并且，由于重力使大尺寸透镜的变形会非常明显，因而丧失明锐的焦点。
天文望远镜 -
折反射式望远镜
折反射式望远镜折反射式望远镜最早出现于1814年。1931年，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，与球面反射镜配合，制成了可以消除球差和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，比的容易磨制，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。
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现代大型光学望远镜
天文望远镜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，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。 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、、、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。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，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；的KeckI、KeckII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。下面对几个有代表性的大型望远镜分别作一些介绍：凯克望远镜（KeckI，KeckII）KeckI和KeckII分别在1991年和1996年建成，这是当前世界上已投入工作的最大口径的光学望远镜，因其经费主要由企业家凯克（KeckWM）捐赠（KeckI为9400万美元，KeckII为7460万美元）而命名。这两台完全相同的望远镜都放置在夏威夷的莫纳克亚，将它们放在一起是为了做干涉观测。 它们的口径都是10米，由36块六角镜面拼接组成，每块镜面口径均为1.8米，而厚度仅为10厘米，通过主动光学支撑系统，使镜面保持极高的精度。焦面设备有三个：近红外照相机、高分辨率探测器和高色散光谱仪。欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）"象Keck这样的大望远镜，可以让我们沿着时间的长河，探寻宇宙的起源，Keck更是可以让我们看到宇宙最初诞生的时刻"。 欧洲南方天文台甚大望远镜（VLT）欧洲南方天文台自1986年开始研制由4台8米口径望远镜组成一台等效口径为16米的光学望远镜。这4台8米望远镜排列在一条直线上，它们均为RC光学系统，焦比是F/2，采用，主镜采用主动光学系统支撑，指向精度为1″，跟踪精度为0.05″，镜筒重量为100吨，叉臂重量不到120吨。这4台望远镜可以组成一个干涉阵，做两两干涉观测，也可以单独使用每一台望远镜。现在已完成了其中的两台，预计于2000年可全部完成。双子望远镜（GEMINI）双子望远镜（GEMINI）双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50％，占25％，占15％，占5％，阿根廷占2.5%，巴西占2.5%）,由美国大学天文联盟（AURA）负责实施。它由两个8米望远镜组成，一个放在北半球，一个放在南半球，以进行全天系统观测。其主镜采用主动光学控制，副镜作倾斜镜快速改正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极限。&该工程于1993年9月开始启动，第一台在1998年7月在开光，第二台于2000年9月在赛拉台址开光，整个系统预计在2001年验收后正式投入使用。昴星团（日本）8米望远镜（SUBARU）这是一台8米口径的光学/红外望远镜。它有三个特点：一是镜面薄，通过主动光学和自适应光学获得较高的成象质量；二是可实现0.1″的高精度跟踪；三是采用圆柱形观测室，自动控制通风和空气过滤器，使的排除达到最佳条件。此望远镜采用Serrurier桁架，可使主镜框与副镜框在移动中保持平行。（LAMOST）这是中国正在兴建中的一架有效通光口径为4米、焦距为20米、视场达20平方度的中星仪式的反射施密特望远镜。它的技术特色是：1．把主动光学技术应用在反射施密特系统，在跟踪天体运动中作实时球差改正，实现大口径和大视场兼备的功能。2．球面主镜和反射镜均采用拼接技术。3．多目标光纤（可达4000根，一般望远镜只有600根）的光谱技术将是一个重要突破。LAMOST把普测的星系极限星等推到20.5m，比SDSS计划高2等左右，实现107个星系的光谱普测，把观测目标的数量提高1个量级。
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射电望远镜
射电望远镜1932年央斯基（Jansky.K.G）用天线探测到来自中心（人马座方向）的射电辐射，这标志着人类打开了在传统光学波段之外进行观测的第一个窗口。 结束后，射电天文学脱颖而出，射电望远镜为射电天文学的发展起了关键的作用，比如：六十年代天文学的四大发现，，，和微波背景辐射，都是用射电望远镜观测得到的。射电望远镜的每一次长足的进步都会毫无例外地为射电天文学的发展树立一个里程碑。英国于1946年建造了直径为66.5米的，1955年又建成了当时世界上最大的可转动；六十年代，美国在阿雷西博镇建造了直径达305米的抛物面射电望远镜，它是顺着山坡固定在地表面上的，不能转动，这是世界上最大的单孔径射电望远镜。1962年，Ryle发明了综合孔径射电望远镜，他也因此获得了1974年。综合孔径射电望远镜实现了由多个较小天线结构获得相当于大口径单天线所能取得的效果。1967年Broten等人第一次记录到了VLBI干涉条纹。七十年代，联邦德国在玻恩附近建造了100米直径的全向转动抛物面射电望远镜，这是世界上最大的可转动单天线射电望远镜。八十年代以来，欧洲的VLBI网（EVN），美国的VLBA阵，日本的空间VLBI（VSOP）相继投入使用，这是新一代射电望远镜的代表，它们在灵敏度、分辨率和观测波段上都大大超过了以往的望远镜。天文望远镜中国科学院和乌鲁木齐天文站的两架25米射电望远镜作为正式成员参加了美国的地球自转连续观测计划（CORE）和欧洲的甚长基线干涉网（EVN），这两个计划分别用于地球自转和高精度天体测量研究（CORE）和天体物理研究（EVN）。这种由各国射电望远镜联合进行长基线干涉观测的方式，起到了任何一个国家单独使用大望远镜都不能达到的效果。 另外，美国国立四大天文台（NARO）研制的100米单天线望远镜（GBT），采用无遮挡（偏馈），主动光学等设计，该天线目前正在安装中，2000年有可能投入使用。国际上将联合发展接收面积为1平方公里的低频射电望远镜阵（SKA），该计划将使低频射电观测的灵敏度约有两个量级的提高，有关各国正在进行各种预研究。在增加射电观测波段覆盖方面，美国史密松天体物理天文台和中国台湾研究院正在建造国际上第一个亚毫米波干涉阵（SMA），它由8个6米的天线组成，工作频率从190GHz到85z，部分设备已经安装。美国的毫米波阵（MMA）和欧洲的大南天阵（LAS）将合并成为一个新的毫米波阵计划――ALMA。这个计划将有64个12米天线组成，最长基线达到10公里以上，工作频率从70到950GHz，放在的Atacama附近，如果合并顺利，将在2001年开始建造，日本方面也在考虑参加该计划的可能性。在提高射电观测的角分辨率方面，新一代的大型设备大多数考虑干涉阵的方案；为了进一步提高空间VLBI观测的角分辨率和灵敏度，第二代空间VLBI计划――ARISE（25米口径）已经提出。
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空间望远镜
地球大气对有严重的吸收，人们在地面上只能进行射电、可见光和部分红外波段的观测。随着空间技术的发展，在大气外进行观测已成为可能，所以就有了可以在大气层外观测的空间望远镜（Spacetelescope）。空间观测设备与地面观测设备相比，有极大的优势：以光学望远镜为例，望远镜可以接收到宽得多的波段，短波甚至可以延伸到100纳米。没有后，分辨本领可以得到很大的提高，空间没有重力，仪器就不会因自重而变形。前面介绍的、望远镜、望远镜以及部分红外望远镜的观测都都是在地球大气层外进行的，也属于空间望远镜。哈勃空间望远镜（HST）哈勃空间望远镜（HST）这是由美国宇航局主持建造的四座巨型空间天文台中的第一座，也是所有天文观测项目中规模最大、投资最多、最受到公众注目的一项。它筹建于1978年，设计历时7年，1989年完成，并于日由航天飞机运载升空，耗资30亿美元。但是由于人为原因造成的主镜光学系统的球差，不得不在日进行了规模浩大的修复工作。成功的修复使HST性能达到甚至超过了原先设计的目标，观测结果表明，它的分辨率比地面的大型望远镜高出几十倍。 1997年的维修中，为HST安装了第二代仪器：有空间望远镜成象光谱仪、近红外照相机和多目标摄谱仪，把HST的观测范围扩展到了近红外并提高了紫外光谱上的效率。1999年12月的维修为HST更换了陀螺仪和新的计算机，并安装了第三代仪器――高级普查摄像仪，这将提高HST在紫外－光学－近红外的灵敏度和成图的性能。HST对国际天文学界的发展有非常重要的影响。二十一世纪初的空间天文望远镜"下一代大型空间望远镜"（NGST）和"空间干涉测量飞行任务"（SIM）是NASA""的关键项目，用于探索在宇宙最早期形成的第一批和。其中，NGST是大孔径被动制冷望远镜，口径在4～8米之间，是HST和SIRTF（红外空间望远镜）的后续项目。它强大的观测能力特别体现在光学、近红外和中红外的大视场、衍射限成图方面。将运行于近地轨道的SIM采用迈克尔干涉方案，提供毫角秒级精度的恒星的精密绝对定位测量，同时由于具有综合成图能力，能产生高分辨率的图象，所以可以用于实现搜索其它行星等科学目的。"天体物理的全天球天体测量干涉仪"（GAIA）将会在对银河系的总体几何结构及其运动学做全面和彻底的普查，在此基础上开辟广阔的天体物理研究领域。GAIA采用Fizeau干涉方案，视场为1°。GAIA和SIM的任务在很大程度上是互补的。由于无人的空间天文观测只能依靠事先设计的观测模式自动进行，非常被动，如果在月球表面上建立月基天文台，就能化被动为主动，大大提高观测精度。"阿波罗16号"登月时宇航员在月面上拍摄的大麦哲伦星云照片表明，月面是理想的天文观测场所。建立月基天文台具有以下优点：1．月球上为高度真空状态，比空间天文观测设备所处还要低百万倍。2．月球为天文望远镜提供了一个稳定、坚固和巨大的观测平台，在月球上观测只需极简单的跟踪系统。3．月震活动只相当于地震活动的10-8，这一点对于在月面上建立几十至数百公里的长基线射电、光学和红外干涉系统是很有利的。4．月球表面上的重力只有地球表面重力的1/6，这会给天文台的建造带来方便。另外，在地球上所有影响天文观测的因素，比如大气折射、散射和吸收，无线电干扰等，在月球上均不存在。美国、欧洲和日本都计划在未来的几年内再次登月并在上建立永久居住区，可以预料，人类在月球上建立永久性基地后，建立月基天文台是必然的。对于天文和天体物理的科研领域来讲，空间观测项目无论从人员规模上还是经费上都是相当可观的，如世界上最大的地面光学望远镜象Keck的建设费用（万美元）只相当于一颗普通的空间探测卫星的研制和发射费用。并且，空间天文观测的难度高，仪器的接收面积小，运行寿命短，难于维修，所以它并不能取代地面天文观测。在二十一世纪，空间观测与地面观测将是天文观测相辅相成的两翼。
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其它波段的望远镜
我们知道，在地球表面有一层浓厚的，由于地球大气中各种粒子与天体辐射的相互作用（主要是吸收和反射），使得大部分波段范围内的天体辐射无法到达地面。人们把能到达地面的波段形象地称为"大气窗口"，这种"窗口"有三个。光学窗口：这是最重要的一个窗口，波长在300～700纳米之间，包括了可见光波段（400～700纳米），光学望远镜一直是地面天文观测的主要工具。红外窗口：红外波段的范围在0.7～1000微米之间，由于地球大气中不同分子吸收红外线波长不一致，造成红外波段的情况比较复杂。对于天文研究常用的有七个红外窗口。口：射电波段是指波长大于1毫米的。大气对射电波段也有少量的吸收，但在40毫米～30米的范围内大气几乎是完全透明的，我们一般把1毫米～30米的范围称为射电窗口。大气对于其它波段，比如紫外线、X射线、γ射线等均为不透明的，在人造卫星上天后才实现这些波段的天文观测。红外望远镜红外望远镜最早的红外观测可以追溯到十八世纪末。但是，由于地球大气的吸收和散射造成在地面进行的红外观测只局限于几个，要获得更多红外波段的信息，就必须进行空间红外观测。现代的红外天文观测兴盛于十九世纪六、七十年代，当时是采用高空气球和飞机运载的红外望远镜或探测器进行观测。 日由美英荷联合发射了第一颗红外天文卫星IRAS。其主体是一个口径为57厘米的望远镜，主要从事巡天工作。IRAS的成功极大地推动了红外天文在各个层次的发展。直到现在，IRAS的观测源仍然是天文学家研究的热点目标。日由欧洲、美国和日本合作的红外空间天文台（ISO）发射升空并进入预定。ISO的主体是一个口径为60厘米的R-C式望远镜，它的功能和性能均比IRAS有许多提高，它携带了四台观测仪器，分别实现成象、偏振、分光、光栅分光、F－P、测光等功能。与IRAS相比，ISO从近红外到远红外，更宽的波段范围；有更高的空间分辨率；更高的灵敏度（约为IRAS的100倍）；以及更多的功能。ISO的实际工作寿命为30个月，对目标进行定点观测（IRAS的观测是巡天观测），这能有的放矢地解决天文学家提出的问题。预计在今后的几年中，以ISO数据为基础的研究将会成为天文学的热点之一。从太阳系到宇宙大尺度红外望远镜与光学望远镜有许多相同或相似之处，因此可以对地面的光学望远镜进行一些改装，使它能同时也可从事红外观测。这样就可以用这些望远镜在月夜或白天进行红外观测，更大地发挥观测设备的效率。紫外望远镜紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，观测波段为埃。紫外观测要放在150公里的高度才能进行，以避开臭氧层和大气的吸收。第一次紫外观测是用气球将望远镜载上高空，以后用了，和卫星等空间技术才使紫外观测有了真正的发展。紫外波段的观测在天体物理上有重要的意义。紫外波段是介于X射线和可见光之间的频率范围，在历史上紫外和可见光的划分界限在3900埃，当时的划分标准是肉眼能否看到。现代紫外天文学的观测波段为埃，和X射线相接，这是因为臭氧层对电磁波的吸收界限在这里。1968年美国发射了OAO-2，之后欧洲也发射了TD-1A，它们的任务是对天空的紫外辐射作一般性的普查观测。被命名为哥白尼号的OAO-3于1972年发射升空，它携带了一架0.8米的紫外望远镜，正常运行了9年，观测了天体的950～3500埃的紫外谱。1978年发射了国际紫外探测者（IUE），虽然其望远镜的口径比小，但检测灵敏度有了极大的提高。IUE的观测数据成为重要的天体物理研究资源。～11日，哥伦比亚号航天飞机搭载Astro-1天文台作了空间实验室第一次紫外光谱上的天文观测；日开始，Astro-2天文台完成了为期16天的紫外天文观测。1992年美国宇航局发射了一颗观测卫星――极远紫外探索卫星（），是在极远紫外波段作巡天观测。日FUSE卫星发射升空，这是NASA的"起源计划"项目之一，其任务是要回答天文学有关宇宙演化的基本问题。紫外天文学是全波段天文学的重要组成部分，自哥白尼号升空至今的30年中，已经发展了紫外波段的EUV（极端紫外）、（远紫外）、UV（紫外）等多种探测卫星，覆盖了全部紫外波段。X射线望远镜X射线望远镜X射线辐射的波段范围是0.01-10纳米，其中波长较短（能量较高）的称为硬X射线，波长较长的称为软X射线。天体的X射线是根本无法到达地面的，因此只有在六十年代人造地球卫星上天后，天文学家才获得了重要的观测成果，X射线天文学才发展起来。早期主要是对太阳的X射线进行观测。 1962年6月，美国的研究小组第一次发现来自方向的强大X射线源，这使非太阳X射线天文学进入了较快的发展阶段。七十年代，高能天文台1号、2号两颗卫星发射成功，首次进行了X射线波段的巡天观测，使X射线的观测研究向前迈进了一大步，形成对X射线观测的热潮。进入八十年代以来，各国相继发射卫星，对X射线波段进行研究：1987年4月，由前苏联的火箭将德国、英国、前苏联、及荷兰等国家研制的X射线探测器送入太空；1987年日本的X射线探测卫星GINGA发射升空；1989年前苏联发射了一颗高能天体物理实验卫星――GRANAT，它载有前苏联、法国、和等国研制的7台探测仪器，主要工作为成象、光谱和对爆发现象的观测与监测；1990年6月，伦琴（简称ROSAT）进入地球轨道，为研究工作取得大批重要的观测资料，到现在它已基本完成预定的观测任务；1990年12月"哥伦比亚"号航天飞机将美国的"宽带X射线望远镜"带入太空进行了为期9天的观测；1993年2月，日本的"飞鸟"X射线探测卫星由火箭送入轨道；1996年美国发射了"探测卫星"（XTE），美国成功发射了高等X射线天体物理设备（CHANDRA）中的一颗卫星，另一颗将在2000年发射；日欧洲共同体宇航局发射了一颗名为XMM的卫星。2000年日本也将发射一颗X射线的观测设备。γ射线望远镜γ射线望远镜γ射线比硬X射线的波长更短，能量更高，由于地球大气的吸收，γ射线天文观测只能通过高空气球和人造卫星搭载的仪器进行。 1991年，美国的康普顿（γ射线）空间天文台（ComptonGRO或CGRO）由航天飞机送入地球轨道。它的主要任务是进行γ波段的首次巡天观测，同时也对较强的进行高灵敏度、高分辨率的成象、能谱测量和光变测量，取得了许多有重大科学价值的结果。CGRO配备了4台仪器，它们在规模和性能上都比以往的探测设备有量级上的提高，这些设备的研制成功为高能天体物理学的研究带来了深刻的变化，也标志着γ射线天文学开始逐渐进入成熟阶段。CGRO携带的四台仪器分别是：爆发和暂时源实验（BATSE），可变向闪烁光谱仪实验（OSSE），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL），1Mev~30Mev范围内工作的成象望远镜（COMPTEL）。受到康普顿空间天文台成功的鼓舞，欧洲和美国的科研机构合作制订了一个新的γ射线望远镜计划－INTEGRAL，准备在2001年送入太空，它的上天将为康普顿空间天文台之后的γ射线天文学的进一步发展奠定基础。
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