望远镜的原理.docx

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1、望远镜(a telescope/binoculars )17世纪初的一天，荷兰小镇的一家眼镜店的主人利伯希( HansLippershey)，为检查磨制出来的透镜质量，把一块凸面镜和一块凹镜排 成一条线，通过透镜看过去，发现远处的教堂塔尖好象变大拉近了，于是 在无心中发现了望远镜的秘密。1608年他为自引己制作的望远镜申请专 利，并遵从当局的要求，造了一个双筒望远镜。听说小镇好几十个眼镜匠 都宣称发明了望远镜。概念望远镜的大体原理望远镜是一种用于观察远距离物体的目视，能把远物很小的张角 按必然倍率放大，使之在像空间具有较大的张角，使本来无法用肉眼看清或分辨的物体变清 楚可辨。所以，望远镜是天文

2、和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通 过和使入射的平行光束仍维持平行射出的光学系统。按照望远镜原理一般分为三种。BOSMA博冠望远镜一种通过搜集电磁波来观察遥远的仪器。在日常生活中，望远镜主要 指。可是在现代中，天文望远镜包括了射电望远镜，X射线和伽吗射线 望远镜。最近几年来天文望远镜的概念又进一步地延伸到了引力波，和的 领域。或再通过一个放大目镜进行观察。日常生活中的光学望远镜又称 “千里镜”。它主要包括业余天文望远镜，观剧望远镜和军用双筒望远镜。简介常常利用的还为减小体积和翻转倒像的目的，需要增加，棱镜系 统按形式不同可分为别汉棱镜系统 (RoofPrism )(也就是斯密特.别汉屋脊

3、棱镜系统)和保罗棱镜系统(PorroPrism )(也称普罗棱镜系统)，两种系统 的原理及应用是相似的。个人利用的小型手持式望远镜不宜利用过大放大倍率，一般以312倍为宜，倍数过大时，就会变差，同时抖动严重，超过12倍的望远镜一般利用等方式加以固定。历史与此同时，的天文学家也开始研究望远镜，他在屈光学里提出了另一种天文望远镜，这种望远镜由两个凸面镜组成，与伽利略的望远镜不 同，比伽利略望远镜视野宽敞。但开普勒没有制造他所介绍的望远镜。沙 伊纳于1613 年-1617年间第一次制作出了这种望远镜，他还遵循开普勒 的建议制造了有第三个凸面镜的望远镜，把二个凸面镜做的望远镜的倒像 变成了正像。沙伊纳

4、做了 8台望远镜，一台一台地观察太阳，无论哪一台 都能看到相同形状的。因此，他打消了很多人以为黑子可能是透镜上的尘 埃引发的错觉，证明了黑子确实是观察到的真实存在。在观察太阳时沙伊纳装上特殊遮光玻璃，伽利略则没有加此保护装置，结果伤了眼睛，最后 几乎失明。荷兰的为了减少折射望远镜的色差在1665年做了一台筒长近6米的望远镜，来探查的，后来又做了一台快要41米长的望远镜。利用透镜作物镜的望远镜称为 折射望远镜，即便加长镜筒，精密 加工透镜，也不能消除色，牛顿曾以为折射望远镜的色差是病入膏肓的， 后来证明是过度悲观的。1668年他发明了，斛决了色差的问题。第一台反 射式望远镜超级小，望远镜内的反射

5、镜口径只有厘米，可是已经能清楚地 看到的卫星、金星的盈亏等。1672年牛顿做了一台更大的反射望远镜，送 给了，至今还保留在皇家学会的图书馆里。1733年英国人哈尔制成第一台 消色差折射望远镜。1758年伦敦的宝兰德也制成一样的望远镜，他采用了折射率不同的玻璃别离制造凸面镜和凹面镜，把各自形成的有色边缘彼此抵消。可是要制造很大透镜不容易，目前世界上最大的一台折射式望远镜 直径为102厘米，安装在雅弟斯天文台。单筒望远镜1793年英国赫瑟尔(William Herschel )，制做了反射式望远镜，反射 镜直径为130厘米，用铜锡合金制成，重达1吨。1845年英国的帕森(William Parso

6、ns)制造的反射望远镜，反射镜直径为米。1917年，望远镜(Hooker Telescope)在加利福尼亚的建成。它的主反射镜口径为100英寸。正是利用这座望远镜，哈勃(Edwin Hubble)发现了宇宙正在膨胀的惊人事实。1930年，德国人施密特(BernhardSchmidt)将折射望远镜和反射望远镜的 长处(折射望远镜像差小但有色差而且尺寸越大越昂贵，反射望远镜没有 色差、造价低廉且反射镜可以造得很大，但存在像差)结合起来，制成了 第一台折反射望远镜。战后，反射式望远镜在天文观测中发展很快，1950年在帕洛玛山上安装了一台直径米的(Hale)反射式望远镜。1969年在前苏联高加索北 部

7、的帕斯土霍夫山上安装了直径6米的反射镜。1990年，将送入轨道，但是，由于镜面故障，直到1993年宇航员完成太空修复并改换了透镜后， 哈勃望远镜才开始全面发挥作用。由于可以不受地球大气的干扰，哈勃望远镜的图像清楚度是地球上同类望远镜拍下图像的10倍。1993年，美国在夏威夷莫纳克亚山上建成了 口径10米的“凯克望远镜”，其镜面由36块米的反射镜拼合而成。2001设在智利的欧洲南方天文台研制完成了 “超 大望远镜”（VLT），它由4架口径8米的望远镜组成，其与一架16米的反 射望远镜相当。此刻，一批正在筹建中的望远镜又开始对莫纳克亚山上的 白色巨人兄弟发起了冲击。这些新的竞争参与者包括30米口径

8、的“加利福尼亚极大望远镜” （California ExtremelyLarge Telescope ，简称 CELT）， 20米口径的大麦哲伦望远镜 （Giant Magellan Telescope ，简称GMT）和100 米口径的绝大望远镜（Overwhelming Large Telescope ，简称OWL）。它们 的倡议者指出，这些新的望远镜不仅可以提供像质远胜于哈勃望远镜照片 的太空图片，而且能搜集到更多的光，对100亿年前星系形成时初态和宇宙气体的情况有更多的了解，并看清楚遥远恒星周围的。哈勃空间望远镜哈勃空间望远镜（Hubble Space Telescope ， HST），

9、是人类第一座太空望远镜， 总长度超过13米，质量为11吨多，运行在地球大气层外缘离地面约600千米的轨道上。它大约每100分钟围绕地球一周。哈勃望远镜是由和欧洲 航天局合作，于1990年发射入轨的。哈勃望远镜是以天文学家的名字命 名的。按计划，它将在2013年被詹姆斯韦伯太空望远镜所取代。哈勃望 远镜的角分辨率达到小于秒，天天可以获取3到5G字节的数据。由于运行在外层空间，哈勃望远镜取得的图像不受大气层扰动折射的影响，而且可以取得通常被大气层吸收的谱的图像。哈勃望远镜的数据由太空望远镜研究所的天文学家和科学家分析处置。该研究所属于位于美国巴尔第摩市的约翰霍普金斯大学。历史哈勃太空望远镜的构思可

10、追溯到1946年。该望远镜于1970年代设计，建造及发射共耗资 20亿美元。NASA马歇尔空间飞行中心负责设 计，开发和建造哈勃空间望远镜。NASA高达德空间飞行中心负责科学设 备和地面控制。珀金埃尔默负责制造镜片。洛克希德负责建造望远镜镜体。升空该望远镜随发现号航天飞机，于1990年4月24日发射升空。原定于1986年升空，但自从该年一月发生的挑战者号爆炸事件后，升空的 日期被后延。首批传回地球的影像令天文学家等很多人大为失望，由于珀金埃 尔默制造的镜片的厚度有误，产生了严重的球差，因此影像比较朦胧。保护任务（1）改换设备后所拍摄的清楚影像，远比改换前清楚许多。第一个任务名为STS-61，它

11、于1993年12月增添了很多新仪器，包括：以COSTAR取代高速光度计（HSP）。以WFPC2相机取代WFPC相机。改换太阳能集光板。改换两个RSU，包括四个陀螺仪。改变轨道该任务于1994年1月13日宣告完成，拍得首批清楚影像并传回地球。保护任务（2）第二个任务名为STS-81 ,于1997年2月开始，望远镜有两个仪器和 多个硬件被改换。保护任务（3）A任务3A名为STS-103，于1999年12月开始。保护任务（3）B任务3B名为STS-109，于2002年3月开始。分类一、折射望远镜折射式望远镜，是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹面镜 作目镜的称；由凸面镜作目镜的称开普勒望远镜。

12、因单透镜物镜色差和球 差都相当严重，现代的折射望远镜常常利用两块或两块以上的透镜组作物 镜。其中以双透镜物镜应用最普遍。它由相距很近的一块冕牌玻璃制成的 凸面镜和一块火石玻璃制成的凹面镜组成，对两个特定的波长完全消除位 置色差，对其余波长的位置色差也可相应减弱在知足必然设计条件时，还可消去和。由于剩余色差和其他像差的影响，双透镜物镜的相对口径较小，一般为 1/15-1/20，很少大于1/7,可 用也不大。口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一路，称双胶合物镜，留有必然间隙未胶合的称双分离物镜。为了增大相对口径和视场，可采用多透镜物镜组。对于伽利略望远镜来讲，结构超级简单，光 能损失少。

13、镜筒短，很轻便。而且成正像，但倍数小视野窄，一般用于观 剧镜和玩具望远镜。对于开普勒望远镜来讲，需要在物镜后面添加棱镜组或透镜组来转像，使眼睛观察到的是正像。一般的折射望远镜都是采用开 普勒结构。由于折射望远镜的成像质量比反射望远镜好，视场大，利用方 便，易于保护，中小型及许多专用仪器多采用折射系统，但大型折射望远 镜制造起来比反射望远镜困宝贵多，因为冶炼大口径的优质透镜超级困 难，且存在玻璃对光线的吸收问题，所以大口径望远镜都采用反射式（以下为详细介绍）伽利略望远镜物镜是集聚透镜而目镜是发散透镜的望远镜。光线通过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）核心上，这像对目镜是一个虚像，

14、因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的等于物镜与目镜焦 距的比值。其长处是镜筒短而能成正像，但它的视野比较小。把两个放大 倍数不高的伽利略望远镜并列一路、 中间用一个螺栓钮可以同时调节其清 楚程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常常利用以观看演出等。 伽利略发明的望远镜在人类熟悉自然的历史中占有重腹地位。它由一个凹面镜（目镜）和一个凸面镜（物镜）组成。其长处是结构简单，能直接成 正像。开普勒望远镜原理由两个凸面镜组成。由于二者之间有一个实像，可方便的安装分 划板，而且各类性能优良，所以目前，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结组成像是倒立的，所以要在中间增加正像

15、系统。正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。咱们常见的前宽 后窄的典型双筒望远镜既采用了双直角棱镜正像系统。这种系统的长处是在正像的同时将光轴两次折叠，从而大大减小了望远镜的体积和重量。透 镜正像系统采用一组复杂的透镜来将像倒转，本钱较高，但俄罗斯20X50三节伸缩古典型单筒望远镜既采用设计精巧的透镜正像系统。历史1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸面镜别离作为物镜和目镜， 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。此刻人们用 的折射式望远镜仍是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。需要指出的是，由于那时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重 的色差，为了取得好的观测效

16、果，需要用曲率超级小的透镜，这必将会造 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，杜隆通过研究玻璃和水的折射和色散，成立了消色差透镜 的理论基础，并用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色差透镜。从此，消色差 折射望远镜完全取代了长镜身望远镜。可是，由于技术方面的限制，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高潮。世界上现有的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

17、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。折射望远镜的长处是焦距长，底片比例尺大，对镜筒弯曲不敏感，最 适合于做天体测量方面的工作。可是它老是有残余的色差，同时对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害。而庞大的浇制也十分困难，到1897年叶凯士望远镜建成，折射望远镜的发展达到了极点，尔后的这一百年中再也没 有更大的折射望远镜出现。这主如果因为从技术上无法铸造出大块十全十 美的玻璃做透镜，而且，由于重力使大尺寸透镜的变形会超级明显，因此 丧失明锐的核心。二、反射望远镜是用凹面反射镜作物镜的望远镜。可分为望远镜.等几种类型。反射望远镜

18、的主要长处是不存在色差，当物镜采用抛物面时，还可消去球差。 但为了减小其它像差的影响，可用视场较小。对制造反射镜的材料只要求 膨胀系数较小、应力小和便于磨制。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%，因此除光学波段外， 反射望远镜还适于对近红外和近紫外波段进行研究。反射望远镜的相对口径可以做得较大，主核心式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/，乃至更大，而且除牛顿望远镜外，镜筒的长度比系统的焦距要短得多，加上主镜 只有一个表面需要加工，这就大大降低了造价和制造的困难，因此目前口 径大于米的光学望远镜全数是反射望远镜。一架较大口径的反射望远镜，

19、 通过变换不同的副镜，可取得主核心系统（或牛顿系统）、卡塞格林系统和 折轴系统。这样，一架望远镜即可取得几种不同的相对口径和视场。反射 望远镜主要用于天体物理方面的工作。历史第一架反射式望远镜诞生于 1668年。牛顿通过量次磨制非球面的透 镜均告失败后，决定采用球面反射镜作为主镜。他用厘米直径的金属，磨 制成一块凹面反射镜，并在主镜的核心前面放置了一个与主镜成45o角的反射镜，使经主镜反射后的集聚光经反射镜以90o角反射出镜筒后抵达目镜。这种系统称为牛顿式反射望远镜。它的球面镜虽然会产生必然的象差， 但用反射镜代替折射镜却是一个庞大的成功。詹姆斯格雷戈里在1663年提出一种方案：利用一面主镜，

20、一面副 镜，它们均为，副镜置于主镜的核心之外，并在主镜的中央留有小孔，使 光线经主镜和副镜两次反射后从小孔中射出，抵达目镜。这种设计的目的 是要同时消除球差和色差，这就需要一个抛物面的主镜和一个椭球面的副 镜，这在理论上是正确的，但那时的制造水平却无法达到这种要求，所以 格雷戈里无法取得对他有效的。1672年，法国人卡塞格林提出了反射式望远镜的第三种设计方案， 结构与格雷戈里望远镜相似，不同的是副镜提前到主镜核心之前，并为凸 面镜，这就是此刻最常常利用的卡赛格林式反射望远镜。这样使经副镜镜 反射的光稍有些发散，降低了放大率，可是它消除球差，这样制作望远镜 还可使焦距很短。卡塞格林式望远镜的主镜

21、和副镜可以有多种不同的形式，光学性能也有所不同。由于卡塞格林式望远镜焦距长而镜身短，放大倍率也大，所得 图象清楚；既有卡塞格林核心，可用来研究小视场内的天体，又可配置牛 顿核心，用以拍摄大面积的天体。因此，卡塞格林式望远镜取得了超级普 遍的应用。是制作反射式望远镜的大师，他早年为音乐工，因为爱好天文，从 1773年开始磨制望远镜，一生中制作的望远镜达数百架。赫歇尔制作的 望远镜是把物镜斜放在镜筒中，它使平行光经反射后汇聚于镜筒的一侧。在反射式望远镜发明后的近 200年中，反射材料一直是其发展的障碍：铸镜用的青铜易于侵蚀，不能不按期抛光，需要花费大量财力和时间，而耐侵蚀性好的金属，比青铜密度高且

22、十分昂贵。1856年德国化学家尤斯图斯冯利比希研究出一种方式，能在玻璃上涂一薄层银，经轻轻的 抛光后，可以高效率地反射光。这样，就使得制造更好、更大的反射式望 远镜成为可能。1918年末，口径为254厘米的胡克望远镜投入利用，这是由海尔主 持建造的。天文学家用这架望远镜第一次揭露了的真实大小和咱们在其中 所处的位置，更为重要的是，哈勃的宇宙膨胀理论就是用胡克望远镜观测 的结果。二十世纪二、三十年代，胡克望远镜的成功激发了天文学家建造更大 反射式望远镜的热情。1948年，美国建造了 口径为508厘米望远镜，为 了纪念卓越的望远镜制造大师海尔，将它命名为海尔望远镜。从设计到制 造完成海尔望远镜经历

23、了二十连年，虽然它比胡克望远镜看得更远，分辨 能力更强，但它并无令人类对宇宙的有更新的熟悉。正如阿西摩夫所说： 海尔望远镜（1948年）就象半个世纪以前的叶凯士望远镜（1897年）一 样，似乎预兆着一种特定类型的望远镜已经快发展到它的止境了。在1976年前苏联建造了一架600厘米的望远镜，但它发挥的作用还不如海尔望远 镜，这也印证了阿西摩夫所说的话。反射式望远镜有许多长处，比如：没有色差，能在普遍的可见光范围 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，物镜需要按期镀膜等。三、折反射望远镜是在球面反射镜的基础上，再加入用于校正像差的折

24、射元件，可以避 免困难的大型非球面加工，又能取得良好的像质量。比较著名的有施密特望远镜它在球面反射镜的球心位置处放置一施密特校正板。它是一个面是平面，另一个面是轻度变形的非球面，使光束的中心部份略有集聚，而外围 部份略有发散，正好矫正球差和彗差。还有一种马克苏托夫望远镜在球面反射镜前面加一个弯月型透镜， 选择适合的弯月透镜的参数和 位置，可以同时校正球差和彗差。及这两种望远镜的衍生型，如超施密特 望远镜，贝克一努恩照相机等。在折反射望远镜中，由反射镜成像，折射 镜用于校正像差。它的特点是相对口径很大（乃至可大于1），光力强，视场广漠，像质优良。适于巡天摄影和观测星云、彗星、等天体。小型目视 望

25、远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可超级短小。历史折反射式望远镜最先出现于 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更正镜，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超级突出。 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更正透镜，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更正板容易磨制，镜筒也比

26、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长处，超级适合业余的天文观测和，而且取得了广大天文爱好者的喜爱。射电望远镜探测天体射电辐射的大体设备。可以测量天体射电的强度、频谱及偏振等量。通常，由天线、接收机和终端设备3部份组成。天线搜集天体的射电辐射，接收机将这些信号加工、转化成可供记录、显示的形式，终端 设备把信号记录下来，并按特定的要求进行某些处置然后显示出来。表征 射电望远镜性能的大体指标是空间分辨率和灵敏度，前者反映区分两个天球上彼此靠近的射电点源的能力，后者反映探测微弱射电源的能力。射电 望远镜通常要求具有高空间分辨率和高灵敏

27、度。按照天线整体结构的不 同，射电望远镜可分为持续孔径和非持续孔径两大类，前者的主要代表是 采用单盘抛物面天线的经典式射电望远镜，后者是以干与技术为基础的各 类组合天线系统。20世纪60年代产生了两种新型的非持续孔径射电望远 镜一一甚长基线干与仪和综合孔径射电望远镜，前者具有极高的空间分辨率，后者能取得清楚的射电图像。世界上最大的可跟踪型经典式射电望远 镜其抛物面天线直径长达100米，安装在德国马克斯普朗克射电天文研 究所；世界上最大的非持续孔径射电望远镜是甚大天线阵，安装在美国国 立射电天文台。1931年，在美国的贝尔实验室里，负责专门搜索和辨别电话干扰信 号的美国人KG 杨斯基发现：有一种

28、每隔 23小时56分04秒出现最大值 的无线电干扰。通过仔细分析，他在1932年发表的文章中断言：这是来自银河中射电辐射。由此，杨斯基开创了用射电波研究天体的新纪元。那 时他利用的是长米、高米的旋转天线阵，在米波长取得了30度宽的“扇形”方向束。尔后，射电望远镜的历史即是不断提高分辨率和灵敏度的历 史。自从杨斯基宣布接收到银河的射电信号后，美国人G雷伯潜心试制射电望远镜，终于在1937年制造成功。这是一架在第二次世界大战以前 全世界唯一无二的抛物面型射电望远镜。它的抛物面天线直径为米，在米 波长取得了 12度的“铅笔形”方向束，并测到了太阳和其它一些天体发 出的无线电波。因此，雷伯被称为是抛物

29、面型射电望远镜的初创者。射电望远镜是观测和研究来自天体的射电波的大体设备，它包括：搜 集射电波的定向天线，放大射电信号的高灵敏度接收机，信息记录，处置 和显示系统等等。射电望远镜的大体原理和光学反射望远镜相信，投射来的电磁波被一精准镜面反射后，同相抵达公共核心。用旋转抛物面作镜面 易于实现同相聚集。因此，射电望远镜的天线大多是抛物面。射电观测是在很宽的频率范围内进行，检测和信息处置的射电技术又较光学波希灵活多样，所以，射电望远镜种类更多，分类方式多种多样。 例如按接收天线的形状可分为抛物面、抛物柱面、球面、抛物面截带、喇、 螺旋、行波、天线等射电望远镜；按方向束形状可分为铅笔束、扇束、多 束等

30、射电望远镜；按观测目的可分为测绘、定位、定标、偏振、频谱、日 象等射电望远镜；按工作类型又可分为全功率、扫频、快速成像等类型的射电望远镜。空间望远镜在地球大气外进行天文观测的大望远镜。由于避开了大气的影响和不会因重力而产生畸变，因此可以大大提高观测能力及，乃至还可使一些光 学望远镜兼作近红外 、近紫外观测。但在制造上也有许多新的严格要求， 如对镜面加工精度要在微米之内，各部件和机械结构要能经受发射时的振 动、超重，但本身又要求尽可能轻巧，以降低发射本钱。第一架空间望远 镜又称哈勃望远镜，于1990年4月24日由美国发现号航天飞机送上离 地面600千米的轨道。其整体呈圆柱型，长13米，直径4米，

31、前端是 望远镜部份，后半是辅助器械，总重约11吨。该望远镜的有效口径为米，焦距米，观测波长从紫外的120纳米到红外的1200纳米，造价15亿美 元。原设计的分辨率为，为地面大望远镜的100倍。但由于制造中的 一个小疏忽，直至上天后才发现该仪器有较大的球差，以致严重影响了 观测的质量。1993年12月213日，美国奋进号航天飞机载着 7名宇航 员成功地为“哈勃”改换了 11个部件，完成了修复工作，开创了人类在太空修复大型航天器的历史。修复成功的哈勃望远镜在10年内将不断提供有关深处的信息。1991年4月美国又发射了第二架空间望远镜，这是 一个观测Y射线的装置，总重17吨，功耗瓦，信号传输率为17

32、000比特 /秒，上面载有4组探测器，角分辨率为510。其寿命2年左右。双子望远镜双子望远镜是以美国为主的一项国际设备（其中，美国占50%，英国占25%，加拿大占15%，智利占5%，阿根廷占，巴西占），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， 副镜作倾斜镜快速更正，还将通过自适应光学系统使红外区接近衍射极 限。太阳望远镜日冕是太阳周围一圈薄薄的、暗弱的外层大气，它的结构复杂，只有 在发生的短暂时间内，才能欣赏到，因为天空的光老是从四面八方散射或漫射到望远镜内。1930年第一架由法国天文学家

33、李奥研制的日冕仪诞生了，这种仪器 能够有效地遮掉太阳，散射光极小，因此可以在太阳光普照的任何日子里， 成功地拍摄日冕照片。从此以后，世界观测日冕逐渐兴起。日冕仪只是太阳望远镜的一种，20世纪以来，由于实际观测的需要， 出现了各类太阳望远镜，如色球望远镜、太阳塔、组合太阳望远镜和真空 太阳望远镜等。红外望远镜红外望远镜（infrared telescope ）接收天体的红外辐射的望远镜。外形结构与光学镜大同小异，有的可兼作红外观测和光学观测。但作红外观测时其终端设备与光学观测截然不同，需采用调制技术来抑制背景干 扰，并要用干与法来提高其分辨本领。红外观测成像也与光学图像截然不 同。由于地球大气对

34、仅有7个狭小的“窗口”，所以红外望远镜常置于高 山区域。世界上较好的地面红外望远镜大多集中安装在美国夏威夷的莫纳 克亚，是世界红外天文的研究中心。1991年建成的凯克望远镜是最大的红外望远镜，它的口径为 10米，可兼作光学、红外两用。另外还可把红 外望远镜装于高空气球上，气球上的红外望远镜的最大口径为1米，但效果却可与地面一些口径更大的红外望远镜相当。数码望远镜数码望远镜(Instant Replay )高性能数码成像望远镜。被主流科技媒体评为“百项科技创新”之一，由于结构简单，成像清 楚，能够用较小的机身长度实现超长焦的效果，在加上先进的数码功能， 可以实现较为清楚拍照录像功能，在大大拓宽了

35、望远镜的应用领域，可以 普遍的应用在侦查、电力、野生动物保护等等。数码望远镜还具有拍照、录像、图像传输等功能，传统望远镜长时间 的观察，可致使眼睛不适，可是数码望远镜的利用者可以很方便地通过 LCD液晶显示屏观看放大，若是感觉显示屏较小不能知足要求，可以直接 通过tv接口连接到电视或是 mp4上，乃至可以直接通过 usb连接线连到 电脑上，实此刻线录制或图像传输，固然视频的流畅程度和颜色远不及自 然颜色，即便如此，数码望远镜做为一种高端的望远镜，一样提供舒适的 直接观测功能！数码望远镜具有的拍照功能，可以保留人生历程中经历的众多难忘刹 时，在美国，此款产品广受体育运动教练员、球探、猎鸟人、野生

36、动物观 察员、狩猎爱好者和任何一个摄影、摄像爱好者的青睐。在中国，这一领 域的佼佼者，当属watchto系列的远程拍摄设备，尤其是 WT-20A系列和 30B系列，目前国内很多公安、军警、野生动物保护已经利用数码望远镜的优势，应用到工作中了，尤其是公安部门，他们可以轻松的远程拍照取 证。高达百万像素coms传感器的内置数码照相机结合在一路的。可以快 速并简单的从静态高分辨率照片（2594*1786）拍照转换到可30秒持续摄相。这能确保使您捕捉到最佳效果。照片和录象存储在内存中，或sd卡中，并可以通过可折叠的液晶显示屏查看、删除、通过电视机查看，或不 需安装其他软件将照片下载到计算机中。光学部份

37、目前主要流行的倍率是35倍和60倍，而且可以进行高低倍的切换！（ Windows 2000, XP 或Mac无需驱动。Windows 98/98SE需要安装驱动）。马克苏托夫望远镜【中文词条】马克苏托夫望远镜【外文词条】 Maksutov telescope【作？者】杨世杰一种折反射望远镜，1940年初为苏联光学家马克苏托夫所发明，因 此得名。荷兰光学家包沃尔斯也几乎于同时独立地发明了类似的系统，所 以有时也称为马克苏托夫-包沃尔斯系统。马克苏托夫望远镜的光学系统和施密特望远镜类似，是由一个凹球 面反射镜和加在前面的一块更正球差的透镜组成的。更正透镜是球面的，它的两个表面的曲率半径相差不大，但

38、有相当大的曲率和厚度，透镜呈 弯月形，所以，这种系统有时也称为弯月镜系统。适被选择透镜两面的曲率半径和厚度，可使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差，同时又知 足消色差条件。在整个系统中适当调节弯月透镜与球面镜之间的距离，就 可以够对彗差进行校正：马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小，但场曲 比较大，所以必需采用和焦面相符合的曲面底片。弯月透镜第二面的中央部份可磨成曲率半径更长的球面（也可以是一个胶合上去的镜片），组成 具有所需相对口径的马克苏托夫 -卡塞格林系统，也可直接将弯月镜中央部份镀铝组成马克苏托夫-卡塞格林系统。马克苏托夫望远镜的主要长处:系统中的所有表面都是球面的，容易制造；在一样的口

39、径和焦距的情况下，镜筒的长度比施密特望远镜的短。缺点是：和相同的施密特望远镜比较，视场稍小；弯月形透镜的厚度较大，一般约为口径的1/10，对利用的光学玻璃有较高的要求，因此，限制了口径的增大。目前，最大的马克苏托夫望远镜在苏联阿巴斯图马尼天文台，弯月 透镜口径为70厘米，球面镜直径为 98厘米，焦距为210厘米常见参数一、放大倍数：一般用目镜视角与物镜入射角之比作为望远镜放大倍数的标示，但通常常利用物镜焦距与目镜焦距之比计算，表示景物被望远镜拉近的程度， 比如一具10倍放大倍数的望远镜表示用此望远镜观察距观察者1000米处的景物的效果，距观察者不利用望远镜而直接在100米处肉眼观察该景物的效果

40、是一样的。二、视场角（视场范围）用1000米处产品可视景物范围标示，如126M/1000M，表示距观察者1000米处，望远镜可观察到 126米范围的视场。3、入瞳直径4、出瞳直径是粗略描述成像亮度的参数。在弱光环境下，越大的出瞳直径，可以 带来更清楚的图像。对于一般的日间观察，或的出瞳直径效果就很理想了； 若是要用于更好地“天文观测”，就需要选择57mm的出瞳直径。人类的瞳孔，在正常生理情况下，最大不会超过7mm，所以大于7mm的出瞳直径， 无心就是一种光线上的浪费。这一参数，不能完全反映望远镜的好坏，因为这个参数，只要符合制造规格，即可达到数值上的要求。出瞳直径越大 却有另一番益处：越大的出

41、瞳直径，越适宜在颠簸地环境下利用，观测画 面会比较稳定，所以像7X50这种规格的望远镜，多适用于海上利用。该 数值可以用物镜直径除以放大倍率得出。五、分辨率分辨率（resolution，港台称之为解释度）就是屏幕图像的精密度， 是指显示器所能显示的像素的多少。由于屏幕上的点、线和面都是由像素 组成的，显示器可显示的像素越多，画面就越精细，一样的屏幕区域内能 显示的信息也越多，所以分辨率是个超级重要的性能指标之一。可以把整 个图像想象成是一个大型的棋盘，而分辨率的表示方式就是所有经线和纬 线交叉点的数量。六、黄昏系数由德国蔡司光学公司发表。反映了不同口径和放大倍率的望远镜在暗 光条件下的观察效能

42、。计算方式：望远镜的倍率和口径的乘积求开平方。7、视度范围八、光轴平行度九、像倾斜10.出瞳距离望远镜之最 最大的望远镜望远镜的大小，主如果用望远镜的口径来衡量的。为了对天体作更仔 细的研究和观测，为了发现更暗弱的天体，连年来人们一直在增大望远镜 的口径上下功夫。可是，对不同的望远镜在口径上有不同的要求。此刻世 界上最大的反射望远镜，是 1975年苏联建成的一台6米望远镜。它超过 了 30年来一直称为“”的美国天文台的5米反射望远镜。它的转动部份总重达800吨，也比美国的重200吨。1978年，美国一台组合后口径相 当于米的多镜面望远镜试运转。这台望远镜由6个相同的、口径各为米的卡塞格林望远镜

43、组成。6个望远镜绕中心轴排成六角形，六束集聚光各经 一块平面镜射向一个六面光束合成器，再把六束光聚在一个一路核心上， 多镜面望远镜的长处是：口径大，镜筒短，占地小，造价低。目前口径最 大的光学望远镜是10米口径的。此刻世界上最大的折射望远镜，是在德国陶登堡天文台安装的，更正 口径米，主镜口径2米。德国这台折射镜也超过了美国最大的施米特望远 镜。美国在望远镜上的两个“世界之最”被人接踵夺走了。最先的望远镜世界上最先的望远镜是1609年意大利科学家伽利略制造出来的。因 此，又称伽利略望远镜。这是一台折射望远镜。他用一块凸面镜作物镜， 一块凹镜作目镜，因此观测到的是正像。伽利略在谈到这架世界上第一台

44、 望远镜时说：“此刻多谢有了望远镜，咱们已经能够使天体离咱们比离亚 里斯多德近三四十倍，因此能够辨别出天体上许多事情来，都是所没有看 见的；别的不谈，单是这些黑子就是他绝对看不到的。所以咱们要比亚里 士多德更有把握对待天体和太阳。”望远镜相关英文简称英文字母的型号，有时候在不同的望远镜厂牌里有不同的意义，大致 上容易辨识的是以下这些:(1) CF：中央调焦(2) ZCF :传统波罗棱镜左右展开型、中央调焦(3) ZWCF :比第(2)项多一个超广角(W)(4) CR：迷彩色橡胶外壳(5) BR：黑色橡胶防震外壳(6) BCF :黑色、中央调焦(7) BCR :偏黑色迷彩橡胶外壳(8) IR：铝

45、合金轻巧外壳(9) IF：左右眼个别调焦(10) WP :内充氮气防水型(11) RA ：外附橡胶防震保护(12) D :德式棱镜、屋顶棱镜(直筒式)(13) HP :高眼点(14) SP :超高解析度(15) ED :超低色差镜片(16) AS ：非球面镜片(17) ZOOM :可变倍率伸缩镜头(18) WF :广角视野望远镜镀膜：直射的光线会破坏望远镜中呈现的影像。为了增强视觉影像，镜片及 棱镜需要镀上一层偏光膜。一般情况下，目视望远镜的单层增透膜设计对 波长5500埃的黄绿光增透效果最佳，因为人眼对于此一波段光最敏感。 所以其对蓝红光的反射就多一些。镀多层膜的镜片呈淡淡的绿色或暗紫 色，

46、如相机镜头的镀膜。镀得太厚的单层膜看起来会呈现绿色。双筒镜上会有镜片镀膜的标示，表示这双筒镜的光学品质。其镀膜的 种类如下:CoatedOptics（镀膜）：是一种最低级的增透膜。它只表示至少在一个 光学面上镀有单层增透膜，一般是在两个物镜和目镜的外表面上镀膜，而内部的镜片和棱镜都没有镀膜。FullyCoated（全表面镀膜）：所有的镜片和棱镜都镀了单层膜，但如 在目镜中利用了光学塑料镜片，则此塑料镜片可能并未镀膜。Multi-Coated（多层镀膜）：至少在一个光学面上镀有多层增透膜，其 它光学面可能镀了单层膜，也可能根本没镀膜；通常只在两个物镜和目镜 的外表面上镀多层膜。FullyMult

47、i-Coated（多层全光学面镀膜）：所有的镜片和棱镜都镀有 增透膜，一些厂商在所有的光学面都镀了多层膜，而另外一些只在部份光学面镀多层膜，其它表面仍镀单层膜。在国内比较常见的有宽带绿膜、装饰绿膜、红膜和蓝膜，还有紫膜和 黄膜等：宽带绿膜：有些地方也称之为增透绿膜，目前是国内最好的镀膜之一， 在不同的角度观测会呈现不同的色带（这是多层镀膜的表现），成像好清楚度高，色彩还原度也不错。红膜：一般只用于红点上，这个比较通用，没有什么特点。蓝膜：是国内运用的最普遍的镀膜方式，较之宽带绿膜看出去略有些 黄和暗，蓝膜也分层数，有的镀三层，好一些的五层，差的只有一层。装饰绿膜：这个超级缺德，颜色和增透绿膜很相似，但光学性能却不 敢恭维，比较容易辨别的方式是装饰绿膜反光很大，而宽带绿膜很淡，总而言之，好的镜片和镀膜看出去很淡，整体透光率可以在85-90%左右，若是在内部的镜片也用镀膜的镜片，那么整体的透光率可以达到 93%左右（国内比较少见），不过国内即便用宽带绿膜的镜片目前也或多 或少存在边缘略有些虚的现象。为了达到更高的透光率，此刻也有采用内部镜片镀膜的方式来提高光学性能，使得整体的透光率达到93-95%。一般辨别好镜