5章天文观测工具和手段

从理论上说，望远镜越大，收集到的光越多，自然威力也越大。但巨大物镜对光学玻璃的质量要求极高，制作困难。镜身太大，支撑结构的刚性难保，大气抖动影响明显，其观测效果反倒不佳。这就限制了折射望远镜向更大口径发展。现在天文学家们发展了一种新技术，可以在望远镜镜面背后加上一套微调装置，根据大气的抖动情况，随时调整望远镜的镜面，把大气的抖动影响矫正过来，这套技术叫做主动光学，这样一来，望远镜口径问题有望突破。

二、反射望远镜

反射望远镜的物镜，不需笨重的玻璃透镜，而是制成抛物面反射镜。其光学性能，既没有色差，又消弱了球差。

反射望远镜物镜表面有一层金属反光膜，通常用铝或银，反光性能相当理想，且镜筒大大缩短。由于抛物面反射可作得很轻薄，于是就可以增大望远镜的口径。现代世界上大型光学望远镜都是反射望远镜。

反射望远镜需在镜筒里面装有口径较小的反射镜，叫作副镜，以改变由主镜反射后，光线行进方向和焦平面的位置。反射望远镜有几种类型，通常使用的主要有牛顿式，副镜为平面镜；卡塞格林式，副镜是凸双曲面镜，它可把主物镜的焦距延长，并从主镜的光孔中射出。见图5.7。

反射望远镜的优点是显而易见的。20世纪中期以后，很多著名天文台都安装有大口径的反射望远镜。1948年由美国制造的口径5.08m的反射望远镜，安装在帕洛玛山天文台，曾居世界领先地位。1976年前苏联制造了口径6m的望远镜，安装在高加索山天体物理天文台。我国最大的望远镜，是1989年安装在北京天文台兴隆观测站的2.16m反射望远镜，这是我国自己研制生产的。 三、折反射望远镜

折反射望远镜的物镜用透镜和反射镜组装而成。目前使用最广泛的有施密特型和马克苏托夫型（如图5.8和图5.9）。前者于1931年由德国光学家施密特所发明，它在球面反射镜前，加一个非球面改正透镜，以消除球差。后者是1940年苏联光学家马克苏托夫发明，它的改正镜是一个弯月形透镜，结构简单。折反射望远镜的特点是：视场大，光力强，象差小，

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适于观测流星、彗星和人造卫星等天体。目前最大的施密特望远镜安装在德国陶登堡天文台，主镜2.03m，改正镜1.34m。

由上所述，反射、折射和折反射望远镜各有特点。理论上反射望远镜口径越大越好，但实际上反射望远镜并非任意增大。这是由于太大，主镜玻璃，可转动机械部分，总重量会达数百吨，在观测跟踪中难以保持极高的精确度。为解决上述问题，20世纪90年代以后，用多镜面拼合的反射镜来收集星光。前不久美国建成的两台10米镜的凯克Ⅰ和凯克Ⅱ，各由36面六角形镜面（每块镜面口径1.8米，厚度仅为10厘米）拼合而成。其性能提高，而重量减小，用计算机调节其支撑结构的压力，该镜安装在夏威夷的莫纳克亚天文台，在1994年彗星撞木星时，曾拍下了世界上最好的照片。凯克Ⅰ和凯克Ⅱ可以通过光学干涉的原理，联合起来变成一台超大型的望远镜。关于多面镜组合望远镜光路如图5.10。它们同时对准同一目标，在共同的焦点聚集成像，使合成口径大大加大。2000年建成的欧洲南方天文台NTT望远镜，则由4台8m镜组成一个直线阵，等效口径达16m。我国正在研制的大天区面积多目标光纤光谱望远镜（即:LAMOST），计划建在国家天文观测中心兴隆站，该项目于1997年已动工。 预计将在近期完成工程建设并用于观测。这是一架大口径（4m）兼备大视场（5°）、具有4000根光纤光谱系统、中星仪式反射施密特望远镜。一旦建成，它将成为令人瞩目的世界一流的望远镜，见图5.11。

2001年我国最大的天文实测研究基地已在云南丽江动工，这个天文观测台（高美古）将配备全国乃至整个东南亚最大的2米级光学望远镜，预计也在近期建成。

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§5.2-2天文光学望远镜

四、光学天文望远镜的几个重要参数 1．物镜的口径（D）

望远镜的物镜口径是指有效口径，即没有被镜框遮蔽的物镜部分的直径，用D表示。它是望远镜聚光本领的主要指标。望远镜口径越大，看到的星就越亮，且能看到更暗弱的星也越多。由于口径大，大大增加了聚光本领。比如，人眼瞳孔直径为6mm，若用6m望远镜观测，增加的光流比人眼增大了106 倍[（6000mm/6mm）2=106 ]。但在光害特别严重的市区，大口径不一定有效，要在城区拍摄天体，有经验人士认为：口径有15mm就可满足拍摄条件了。

2．相对口径（A）

指有效口径D和焦距F的比值，用A表示。即：

在望远镜中呈现一定视面的天体叫延伸天体，如月球、太阳、行星等。延伸天体在望远镜里的亮度与A2成正比，即相对口径越大，延伸天体就越亮，也意味着它观测延伸天体的本领就越高。因此，作天体摄影时要注意选择合适的相对口径（如：相机上的光圈号就是相对口径的表示）。

3．焦距（F）

望远镜一般有二个有限焦距的系统组成，一个是物镜焦距，用F表示；一个是目镜焦距，用f表示。两个系统的焦点相重合。利用传统胶片感光后成像，物镜焦距则是天体摄影时底片比例尺的主要标志。对同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。例如，对金星拍摄时，其视直径为61″，则在焦平面上成一个0.7mm的像。

4．放大率（G）和底片比例尺

目视望远镜的放大率（G）与物镜的焦距成正比，与目镜的焦距成反比。即：望

远镜的物镜都是一定的，只要配备几个焦距不同的目镜，就可以得到几种不同的放大率。

照相望远镜不需目镜，星空现象直接拍在照相底片上，天球上的角距离变成底片上的线距离。天球上的角距离与底片上的线距离之间的关系，一般用底片比例尺来表示，即天球的一个角分相当底片上多少毫米。底片比例尺与焦距成正比。 5 分辨角（δ）

指刚刚能被望远镜分辨开的天球上两点间的角距离，用δ表示。分辨角的倒数为分辨本领，即分辨角越小，其分辨本领越大。理论上根据光的衍射原理，望远镜的极限分辨角为：

式中λ为入射光波长，D为望远镜有效口径，λ和D都以毫米(mm)为单位。人

眼瞳孔直径在8～2mm之间，计算得知人眼分辨角的理想值是18″～70″（60″=1′）；如果用口径6m望远镜观测，其分辨角最小为0.02″，比肉眼分辨本领高1～3千倍。

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6．视场角（ω）

用望远镜所能观测到的天空区域的角直径叫视场角，用ω表示。视场与放大率成反比，放大率越大，所观测到的天空区域就越小。视场的大小可由物镜的视面角设计大小和照相机底片二者相约束，对于一个折反射望远镜或反射望远镜，由于副镜挡光原因，视场角设计有一定大小，而折射望远镜往往是成像质量的限制。例如我们用120望远镜接135相机拍摄天体，约束视场大小是120本身（59′）。一般来说，望远镜焦距越短，拍摄视场越大，照相机镜头直接拍摄天体情况也是这样。 7.贯穿本领

晴朗的夜晚用望远镜观测天顶附近所能看到的最暗弱恒星的星等，称作望远镜的贯穿本领或极限星等。它与望远镜的口径有密切的关系，口径越大，就能够观测到越暗弱的天体。要是口径为5cm，可以观测到10等星；口径5m，可以观测到21等星（关于星等的定义在第6章介绍）。

由于恒星太遥远，且望远镜的分辨本领不够高，恒星在望远镜中的像仍呈光点状，通常称这些在望远镜呈点像的天体为点光源天体。另一类天体在望远镜能够分辨出其表面，则称它们为有视面天体，包括太阳、月球、行星、彗星、星云、黄道光等。天文爱好者对有视面天体照相颇感兴趣，因为它们既是很好的展示和观赏资料，更重要的它们也是科学研究的部分信息。读者在学会使用光学望远镜的同时进行天体观测与天体摄影实践一定会其乐无穷。

值得强调，早期的天文望远镜只做目视观测，终端设备只有目镜。后来，随着科学技术的不断发展，终端设备逐渐增加了摄影系统、光电光度计、光谱仪、电荷耦合器件（CCD）等等。自从1948年口径为5米的海尔望远镜建成后，发展大型光学望远镜成为世界潮流。如：凯克望远镜、欧南台的甚大光学望远镜、日本的昴星团望远镜、七国联合制造的双子望远镜以及中国大天区面积多目标光纤光谱望远镜（LAMOST）等。

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