天文望遠(yuǎn)鏡基本知識(shí)PPT

1、望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展,天文望遠(yuǎn)鏡的發(fā)展歷史,天文學(xué)是一門古老的學(xué)科，在人類的文明史中占有重要的地位。觀測是天文學(xué)實(shí)驗(yàn)方法的基本特點(diǎn)，不斷地創(chuàng)造和改革觀測手段，是天文學(xué)家致力不懈的課題。,北京古觀象臺(tái),赤道經(jīng)緯儀,黃道經(jīng)緯儀,紀(jì)限儀,地平經(jīng)緯儀,璣衡撫辰儀,天體儀,地平經(jīng)儀,象限儀,渾儀,簡儀,數(shù)百年來，科學(xué)家們?yōu)榱擞^察天體而不斷更新完善天文儀器。他們使用的有折射式望眼鏡、反射式望眼鏡和射電望眼鏡來檢測照射到地球上的星光。他們還使用航空器、氣球、探空火箭和人造衛(wèi)星來收集那些能被大氣層過濾掉的射線。,意大利物理學(xué)家伽利略（1564-1642）,1608年荷蘭的眼鏡商漢斯.里帕席根據(jù)學(xué)徒的偶然發(fā)現(xiàn)，制成了第

2、一架望遠(yuǎn)鏡。 1609年，伽利略制成了兩架最早的天文望遠(yuǎn)鏡 ，發(fā)現(xiàn)了望遠(yuǎn)鏡具有“增加聚光本領(lǐng)和放大視角”的作用。,伽利略把自制的口徑4.5厘米，放大倍率33倍的望遠(yuǎn)鏡指向天空，很快發(fā)現(xiàn)了月球上的環(huán)形山、圍繞木星運(yùn)轉(zhuǎn)的四顆衛(wèi)星、金星的盈虧現(xiàn)象、日面上的黑子、銀河由無數(shù)暗弱恒星構(gòu)成等現(xiàn)象。,開普勒,德國的開普勒（1571-1630）在伽利略制成天文望遠(yuǎn)鏡 后兩年，出版了光學(xué)一書，首次提出了“像差”的概念。并提出了一種新型的望遠(yuǎn)鏡，這種望遠(yuǎn)鏡被稱為開普勒式望遠(yuǎn)鏡。,伽利略式：以凸透鏡做物鏡，凹透鏡做目鏡。成正像，制造簡單造價(jià)低廉，普通觀劇鏡多采用這種光學(xué)系統(tǒng)。缺點(diǎn)是視場小、放大率小、不能在目鏡端加裝

3、十字絲。目前在天文觀測中不采用這種類型的望遠(yuǎn)鏡。 開普勒式：以凸透鏡做物鏡，凸透鏡做目鏡。是將物鏡所成的實(shí)像用凹透鏡組的目鏡放大，獲得倒像，由于其視場大，在目鏡組中可以安裝十字絲或動(dòng)絲，天文觀測中多采用此種類型的望遠(yuǎn)鏡。,17世紀(jì)望遠(yuǎn)鏡剛出現(xiàn)時(shí)，不僅口徑較小，而且成像質(zhì)量相當(dāng)差。因?yàn)楫?dāng)時(shí)的物鏡都是單透鏡，像差，特別是其中的色差非常嚴(yán)重，它使觀測到的天體不能呈現(xiàn)出清晰的像，而是帶五顏六色光圈的像斑。 這種像差的成因當(dāng)時(shí)尚未弄清楚，但當(dāng)時(shí)人們已經(jīng)發(fā)現(xiàn)，當(dāng)透鏡曲率變小，焦距變長時(shí)，色差就會(huì)減小，成像質(zhì)量就比較好。于是天文學(xué)家相繼采用長焦距的望遠(yuǎn)鏡。,早期折射望遠(yuǎn)鏡,1673年，波蘭的赫維留（1611

4、-1687）制成了一架長達(dá)46米的望遠(yuǎn)鏡，吊在30米高的桅桿上，要許多人用繩子拉著它起落升降。,色差原理,1666年，牛頓證明天體的光并非單色光，而是由各種顏色的光混合而成。望遠(yuǎn)鏡的色差是由于透鏡對(duì)不同顏色的光具有不同的折射率而造成。,科學(xué)巨匠牛頓（1642-1727）,牛頓反射望遠(yuǎn)鏡,為了根本消除色差，牛頓干脆不用光的折射特性，而用反射特性。 1668年，他制成了第一架反射望遠(yuǎn)鏡，物鏡是凹球面金屬鏡，物鏡焦點(diǎn)前裝一塊和光軸成45的平面反光鏡，將星光反射到鏡筒一邊，用目鏡觀察。,格里果里反射鏡,在牛頓之前，英國數(shù)學(xué)家格里果里（1638-1675）在1663年提出一種反射望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)方案，以拋物

5、面為主鏡，橢球鏡面鏡為副鏡，主鏡中央開有圓孔，F(xiàn)1是主鏡的焦點(diǎn)暨副鏡的一個(gè)焦點(diǎn)，光線經(jīng)副鏡會(huì)聚后，必聚焦于副鏡的另一個(gè)焦點(diǎn)F2處。 由于主鏡副鏡都是非球面鏡，當(dāng)時(shí)的工藝水平無法磨制，所以格里果里并沒有制成這種望遠(yuǎn)鏡。,卡塞格林反射鏡,在牛頓反射鏡問世后不久，法國人卡塞格林（1625-1712）在1672年提出了又一種反射望遠(yuǎn)鏡的設(shè)計(jì)方案，主鏡是拋物面鏡，副鏡是凸雙曲面鏡，主鏡中間開有圓孔， F1是主鏡的焦點(diǎn)暨副鏡的一個(gè)焦點(diǎn)，根據(jù)雙曲面的光學(xué)特性，光線經(jīng)副鏡會(huì)聚后，必聚焦于副鏡的另一個(gè)焦點(diǎn)F2處。這種反射鏡目前還經(jīng)常采用。,赫歇爾的望遠(yuǎn)鏡,1781年3月13日，英國天文學(xué)家威廉.赫歇爾（1738

6、-1822）用他自制的口徑15厘米的反射鏡發(fā)現(xiàn)了天王星，把太陽系的尺度擴(kuò)大了一倍。 發(fā)現(xiàn)了天王星后，赫歇爾磨制的望遠(yuǎn)鏡口徑越來越大，他是使反射鏡大型化的始祖。,1789年赫歇爾制成當(dāng)時(shí)世界上最大的望遠(yuǎn)鏡。口徑1.22米，焦距12.2米。,大型折射望遠(yuǎn)鏡,19世紀(jì)下半葉是大型折射望遠(yuǎn)鏡的時(shí)代，美國的光學(xué)制造家克拉克父子在1870年以后陸續(xù)磨制了口徑66厘米、76厘米、91厘米、102厘米的折射鏡。,巨型反射鏡,20世紀(jì)的上半葉巨型反射鏡又占了上風(fēng)。由于磨制材料的改進(jìn)，用玻璃代替了金屬，并發(fā)明了玻璃鍍銀技術(shù)，許多大口徑反射鏡相繼建成。1948年口徑508厘米的海爾反射望遠(yuǎn)鏡交付使用。,最大的望遠(yuǎn)鏡

7、,消色差折射鏡的出現(xiàn),牛頓從理論上弄清了色差的成因，但錯(cuò)誤的做出折射物鏡色差無法消除的結(jié)論。由于牛頓極高的威望，不少人盲從了他的觀點(diǎn)。直到18世紀(jì)30年代，英國數(shù)學(xué)家C.M.霍爾發(fā)現(xiàn)，用冕牌玻璃作凸透鏡，用火石玻璃作凹透鏡，所制成的復(fù)合透鏡能消除色差。,由于消色差折射物鏡的制成，人們?cè)僖膊挥脼闇p少色差而拼命加長物鏡的焦距了。從此后，折射望遠(yuǎn)鏡的鏡筒便大大縮短了。,折反射望遠(yuǎn)鏡,1930年德國的施密特制造出第一架折反射望遠(yuǎn)鏡。同時(shí)使用反射鏡和折射鏡。反射鏡是球面鏡，放在球面曲率中心的形狀奇特的透鏡做“改正鏡”，可以補(bǔ)償反射鏡引起的球差，又不會(huì)產(chǎn)生明顯的色差。 1940年蘇聯(lián)光學(xué)家馬克蘇托夫發(fā)明馬

8、克蘇托夫望遠(yuǎn)鏡，和施密特望遠(yuǎn)鏡類似，它的改正鏡是彎月形，兩個(gè)表面都是球面。制作容易。和反射鏡相比，折反射鏡的視場可以做的較大，有利于拍攝。,施密特望遠(yuǎn)鏡,射電天文學(xué),1931年至1932年，美國的電信工程師央斯基（1905-1950）在研究無線電短波通訊中的各項(xiàng)干擾因素時(shí)，用無線接收天線，接收到來自銀河中心的電磁輻射，開創(chuàng)了射電天文學(xué)。,射電望遠(yuǎn)鏡,宇宙中的各類天體發(fā)射著從波長106米-10-14米范圍內(nèi)的電磁輻射 ,地面上只能通過兩個(gè)窗口光學(xué)和射電去觀察星象。射電望遠(yuǎn)鏡是指觀測和研究來自天體的射電波的基本設(shè)備，可以測量天體射電的強(qiáng)度、頻譜及偏振等量。,甚大天線陣,哈勃太空望遠(yuǎn)鏡 哈勃太空望遠(yuǎn)

9、鏡發(fā)射于1990年4月。它位于地球大氣層之上，因此它取得了其他所有地基望遠(yuǎn)鏡從來沒有取得的革命性突破。,望遠(yuǎn)鏡的幾個(gè)基本參數(shù)：,望遠(yuǎn)鏡的口徑：指望遠(yuǎn)鏡物鏡所能收到的最大光束的直徑。通常將經(jīng)過鏡框限制后所能接收到的最大光束的直徑稱為有效口徑D或入射光瞳。 焦點(diǎn)：平行于望遠(yuǎn)鏡光軸的入射光束，通過理想光學(xué)系統(tǒng)后匯聚在光軸上的那一點(diǎn)稱為焦點(diǎn)。位于主軸上的焦點(diǎn)稱為主焦點(diǎn)。 焦距：從望遠(yuǎn)鏡光學(xué)系統(tǒng)主點(diǎn)到主焦點(diǎn)的距離稱為焦距F。,望遠(yuǎn)鏡的幾個(gè)基本參數(shù)：,相對(duì)口徑：望遠(yuǎn)鏡有效口徑D與焦距F之比。通常將相對(duì)口徑A稱為相對(duì)孔徑、光力或口徑比。記為 A=D/F 焦比：將相對(duì)口徑的倒數(shù)1/A稱為焦比或相對(duì)焦距。照相機(jī)

10、鏡頭上稱為光圈。 出射光瞳：指物鏡通過目鏡系統(tǒng)所成的像。一般出射光瞳d的直徑不能很大，最大值最好小于人眼瞳孔的直徑，否則從望遠(yuǎn)鏡射出的光將不能全部進(jìn)入人眼。,望遠(yuǎn)鏡的幾個(gè)基本參數(shù)：,聚光本領(lǐng)：望遠(yuǎn)鏡收集的光能與人眼瞳孔所接收的光能力之比稱為望遠(yuǎn)鏡的聚光本領(lǐng)P。望遠(yuǎn)鏡的聚光本領(lǐng)可以用公式P=D2/d眼2表示。 人眼瞳孔直徑d眼在白天約為2.5毫米，夜晚約為5毫米，在完全適應(yīng)黑暗環(huán)境的條件下，瞳孔最大直徑不超過8毫米。 在理想條件下，有效口徑80毫米望遠(yuǎn)鏡的聚光本領(lǐng)P=(80/8)2=100，可見望遠(yuǎn)鏡發(fā)揮了增加聚光本領(lǐng)的作用。,望遠(yuǎn)鏡的幾個(gè)基本參數(shù)：,放大率：放大率=F物/F目 望遠(yuǎn)鏡的有效放大

11、倍數(shù)與望遠(yuǎn)鏡物鏡的有效口徑有關(guān)，口徑越大有效放大倍數(shù)越大，如果硬將小口徑望遠(yuǎn)鏡的倍數(shù)調(diào)大，星像的細(xì)節(jié)部分還是看不到，反而會(huì)使觀測天體變得很暗，而且由于光的衍射效應(yīng)，星像會(huì)變得模糊。,望遠(yuǎn)鏡的幾個(gè)基本參數(shù)：,分辨角：把望遠(yuǎn)鏡能分清為兩個(gè)物點(diǎn)的最小角距離稱為分辨角，也叫分辨率。 視場：用目視望遠(yuǎn)鏡觀測星空時(shí)所能見到的天空部分的角直徑叫視場。當(dāng)目鏡的工作視場一定時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的視場與放大率成反比。,望遠(yuǎn)鏡主要解決“看得見”和“看得清”兩方面的問題。 前者指接收到光子的數(shù)量有多少，后者指光子在視網(wǎng)膜上集合成像的清晰度。望遠(yuǎn)鏡的口徑越大，接收到的光子數(shù)越多，“看得見”的本領(lǐng)就越高。 “看得清”的問題和光學(xué)系

12、統(tǒng)的質(zhì)量，如玻璃的品質(zhì)、加工精度、裝配精度、保養(yǎng)狀況有關(guān)，但即使是理想的光學(xué)系統(tǒng)，仍有一個(gè)不可逾越的限制，即光的衍射效應(yīng)。,重點(diǎn),望遠(yuǎn)鏡的機(jī)械裝置,為了使望遠(yuǎn)鏡能夠觀測天球上任意位置的天體，它必須能夠繞兩條互相垂直的軸線旋轉(zhuǎn)。根據(jù)軸線方向選擇的不同，望遠(yuǎn)鏡的裝置分為兩類：地平式裝置和赤道式裝置。,地平式裝置,一條軸線沿鉛垂線方向，稱為豎直軸；另一條軸線沿水平方向，稱為水平軸。當(dāng)繞豎直軸旋轉(zhuǎn)時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的地平緯度不變，地平經(jīng)度改變；當(dāng)繞水平軸旋轉(zhuǎn)時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的地平經(jīng)度不變，地平緯度改變。,赤道式裝置,天體觀測一般都需要較長的時(shí)間，由于天體的周日視運(yùn)動(dòng)，望遠(yuǎn)鏡最好能跟蹤，最方便的辦法是把一條旋轉(zhuǎn)軸沿平

13、行于天軸的方向放置，這就是“極軸”，這種裝置稱為赤道式裝置，另一條軸線位于天球的赤道面內(nèi)，就是“赤緯軸”。當(dāng)繞極軸旋轉(zhuǎn)時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的赤緯不變，赤經(jīng)改變；當(dāng)繞赤緯軸旋轉(zhuǎn)時(shí)，望遠(yuǎn)鏡的赤經(jīng)不變，赤緯改變。,雙筒望遠(yuǎn)鏡,雙筒鏡,現(xiàn)在常見的是開普勒式雙筒鏡，它的視場比伽利略式的大，而且成像更加清晰，但開普勒式雙筒鏡成的是倒立的像，為了得到正像，在它的光路中加有轉(zhuǎn)像棱鏡或轉(zhuǎn)像透鏡，這些轉(zhuǎn)像裝置在地面觀測中是必不可少的。但像的倒正對(duì)天文觀測來說無關(guān)緊要，不過正像望遠(yuǎn)鏡可以給初學(xué)者找星帶來方便。,雙筒鏡采用的是折射系統(tǒng)，可分為伽利略式和開普勒式兩種。伽利略式雙筒鏡結(jié)構(gòu)簡單，光能損失小、鏡筒較短、價(jià)格也較低，但是，它的放大率一般不能超過6倍，放大率再增加，視場就會(huì)迅速減小，視場邊緣變暗。成像質(zhì)量也會(huì)下降，所以這種雙筒鏡用得較少。,雙筒鏡的口徑、放大率和視場一般都標(biāo)在鏡身上?？趶胶头糯舐视脙山M數(shù)字表示，例如“1050”表示這架雙筒鏡的放大率為10倍?？趶绞?0毫米；再如“154060”表示放大率在15倍至40倍之間可調(diào)，口徑是60毫米。 視場是反映望遠(yuǎn)鏡性能的另一個(gè)重要參數(shù)。