光学性能参数
1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大
2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。70mm口径的望远镜，集光力是70/7=100倍。3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。分辨率主要和口径有关
4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。放大倍数不是越大越好，最大可用放大倍数一般不大于口径毫米数的1.5倍，超过最大有效放大倍数后，影像变大清晰度却不会再增加。
5．焦比：物镜焦距长度与口径的比值，相当于相机镜头上的光圈。如果口径不变，物镜焦距越长，焦比越大，容易得到越高的倍率；物镜焦距越短，焦比越小，不容易得到较高的倍率，但影像更亮，视野更大。*短焦距镜（小焦比，焦比>=6）：适合观测星云、寻找彗星；*长焦距镜（大焦比，焦比<15）：适合观测月亮和行星*中焦距镜（中焦比，6>焦比>=15）：适合观测双星、聚星、变星和星团，更可以两头兼顾，很适合初学者。
6．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。放大倍数越大，视场越小。
7．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。
天文学基础知识 1．什么是宇宙？ 宇宙是天地万物，是广漠空间和其中存在的各种天体以及弥漫物质的总称。 辨证唯物主义哲学认为，世界的本质是物质的，物质可以转换不同的存在形式，但在本质上是永久存在，永久不灭的。宇宙是普遍永恒的物质世界，在空间和时间上都是无限的。从空间看宇宙是无边无际，它没有边界，没有形状，也没有中心，如果承认宇宙以外还有什么东西，就否认了世界的物质本性；从时间看宇宙无始无终，它没有起源，没有年龄，也不会终结，如果承认宇宙有起源，就会导致创世说，实际上也否认了世界的物质本性。 但具体事物的有限性也不能否认。宇宙的无限与具体事物的有限并不矛盾，因为只有无数具体的有限才能构成全部的无限。人类观察到的宇宙是动态的，随着科学技术的进步，人类所知的宇宙在不断扩大。18世纪以前人类认识宇宙的范围只限于太阳系，随后认识到太阳系以外还有千亿个恒星，它们组成了银河系。19世纪人类又发现了河外星系，发现银河系在宇宙大家庭中只不过是相当渺小的一员。20世纪50年代的光学望远镜、60年代的射电天文望远镜把人类对宇宙的探测距离猛增，人类可以永远扩大自己对物质世界的观察视野，不会停留于某一固定的边界上，这有力证明宇宙是无限的。 天文学上通常将天文观测所及的整个时空范围称为“可观测宇宙”，有
时又叫“我们的宇宙”，或简称“宇宙”。现代科学的基本观念之一，就是可观测宇宙也像其他事物一样，有它诞生发展的历史。据现代宇宙学说估算，宇宙年龄是极其漫长的，约为150亿岁；可观测的全部宇宙空间是极为庞大的，已观测到的最远的星系距离我们大约150亿光年。 宇宙既有统一性又有多样性。宇宙的统一性在于它的物质性，宇宙的多样性在于物质的表现形式千差万别，组成宇宙的物质在存在状态、质量和性质上有着极大的差异。 宇宙是由各类天体和弥漫物质组成的。宇宙中有形形色色的天体，恒星、星云、行星、卫星、彗星、流星等天体都是宇宙物质的存在形式。2．什么是恒星和星云？ 宇宙中最主要的天体是恒星和星云，因为它们拥有巨大的质量。恒星是由炽热气态物质组成，能自行发热发光的球形或接近球形的天体。恒星是像太阳一样本身能发光的星球，晴夜用肉眼看到的许多闪闪发光的星星中，绝大多数是恒星。星云是由极其稀薄的气体和尘埃组成的，形状很不规则，似云雾状的天体。 3．什么是星系？ 由无数恒星和星际物质构成的巨大集合体称为星系。它们的尺度可以从几千到几十万光年。星系或称恒星系，是宇宙系统中的重要一环。星系数量众多。到目前为止，人们已在宇宙中观测到了约1000亿个星系。地球就处在由1000多亿颗恒星以及银河星云组成银河系中。有的星系离银河系较近，可以清楚地观测到它们的结构。离银河系最
新手入门——天文望远镜使用小常识 一、如何调试寻星镜 1、白天，先将主镜筒对准远处的一个目标（约500米远），如烟囱、空调室外机等。装上低倍率目镜（如20MM目镜）寻找目标。将镜筒大致对准目标后，调节焦距系统直到目标清晰，并使之处于主镜中心点，然后将脚架全部锁紧。 2、小心调整寻星镜上的三个螺丝，将主镜看到的目标调到寻星镜的十字架中心。 3、更换高倍率目镜（如10MM目镜），重复上述的步骤。调试时，主镜里的目标始终控制在寻星镜的十字架中心。 ＊寻星镜调准后，千万不要动它。观测月亮，尽量选择在“弯月”，这时能更清晰的看到环形山、月海等。 二、赤道仪的简介和调整 （一）赤道仪简介 赤道仪有三个轴： 1、地平轴。垂直于地平面，下端与三脚架台连接，上端与极轴连接，有地平高度刻度盘。绕地平轴旋转可调整望远镜的地平方位角。 2、极轴（赤经轴）。一端与地平轴相连，上下扳动极轴可调整地平高度角。另一端与赤纬轴成90o角连接，装有时角度盘，用于望远镜指向的时角（赤经）调整。
3、赤纬轴。与极轴成90o相连，上端与主镜筒成90o相连，以保证镜筒与极轴平行。下端连接平衡锤，装有赤纬度盘，用于望远镜指向的赤纬度调整。 （二）赤道仪的调整 极轴调整。使望远镜极轴和地球自转轴平行，指向北天极。 1、主镜与赤道仪、三角架连接好，把将有“N”标志的一条腿摆在正北方。调整三角架高度，使三角架台水平。 2、松开极轴（赤经轴）螺钉，把主镜旋转到左边或右边。松开平衡锤螺钉，移动平衡锤，使望远镜与锤平衡。把望远镜旋回上方，制紧螺钉。 3、松开地平螺钉，转动赤道仪，使极轴（望远镜）指向北方（指南针定向），制紧螺钉。 4、松开极轴与地平轴连接螺钉，上下扳动极轴，使指针对准观测地点的地理纬度，制紧螺钉。 5、松开赤纬轴螺钉，转动望远镜使其与极轴平行（亦即与当地经线圈平行），制紧螺钉。 6、从望远镜（或调好光轴的寻星镜）中观看北极星是否在视场中央，如有偏差，则需对极轴的地平方位角，地平高度角作精细调整，直至北极星在视场中央不再移动。 7、拧动时角刻度盘，零时（0h）对准指针；拧动赤纬刻度盘，90o对准指针。 至此，望远镜就与地球自转轴、观测点子午面完全平行。
天文望远镜推荐 1: 不推荐($300 and less) Tasco Bushnell/Bausch amp; Lomb Galileo (Home Shopping Network) Other shopping channel, department store telescopes, etc Telescopes found in "closeout" type catalogs Anything that says "XXXXX by Meade" At least 95% of telescopes on ebay 2: 有保留地推荐($300-$600) Meade DS/EC Series (2-) Bushnell V oyager Dobsonians (Note: Dobsonians only) Older Coulters with blue tubes Old 1980s vintage Celestrons with the word "Comet" in them Celestron C150HD, G8N and NexStar 114 hybrid Newtonians (2+) Celestron NexStar 114GT (Hybrid, 2+) Edmund Astroscan 3: 推荐($250-$1500) Most Celestrons Meade Starfinders (watch out for #77 2" plastic focuser) Most older Meades, 6" and larger (#628, #645, #826, #6600, #8800, etc) (3+) Meade 4500 (Avoid "similar" versions with .965" eyepieces) Most old Edmunds (red-tubed models preferable to white-tubed ones) Old Criterion Dynascopes (6", 8", check to see that RA drive works) Orion XT and Sky View Deluxe models Older Orion Dobs (DSE, etc) Discovery Coulter/Odyssey/Murnaghan scopes with red tubes (3-) Old Junos (3+) Sovietski/TAL Stargazer Steve (3-) (kit) Orion (UK) (3+) (unavailable in US) 4：高度推荐($500-$3000) DGM (4+) Parks
教您天文望远镜基础知识入门 一、望远镜种类 （一）折射式望远镜 折射式望远镜的构造如下图： 折射式望远镜由两个透镜组成：固定在镜筒前端的是物镜（其口径大小直接决定望远镜的性能）；在镜筒尾端可以调换的是目镜。
上图为星特朗AstroMaster系列 90EQ 优点：视野较大、星像明亮，使用和维护比较方便，反差及锐利度较同口径的反射镜佳，摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。缺点：有色像差(色差)问题，会降低分辨率。 （二）反射式望远镜 反射式望远镜的构造如下图：
上图为牛顿式反射式望远镜。
上图为星特朗AstroMaster系列130EQ 优点：无色差、强光力和大视场，非常适合深空天体的目视观测。缺点：彗差和像散较大，视野边缘像质变差，操作不太容易, 维护相对复杂。 （三）折反射式望远镜 折反射式望远镜的构造如下图：
上图为星特朗Omni XLT 127
综合了折射镜和反射镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。有施密特-卡塞格林式和马克苏托夫-卡塞格林2种。 三种类型望远镜优缺点对比： （1）折射式：通常小型（口径80毫米以下）折射望远镜具有便携优势，结构简单可靠性高，可以在旅行时随身携带。在拍摄要求不高的情况完全可以满足摄影需求，而且与相机连接简单可以作为长焦镜头使用。 （2）反射式：大口径反射虽然不便携，但比其他类型望远镜有很多优势。首先，造价低廉，很多爱好者可以自己磨制。其次，大口径成像效果更好，利于高倍观测，而且焦比较小，适合观测和拍摄深空天体。 （3）折反式：折反同时具备折射式望远镜的便携和反射式望远镜的成像优势，但价格较贵。 三种望远镜优缺点对比： 折射式 优点：结构简单，便携，成像锐度好， 缺点：镜筒封闭维护保养容易有色差、球差，口径大的价格相对较贵 光学结构：物镜——目镜结构 反射式 优点：口径大，成像亮度高，无色差，价格相对便宜 缺点：不便携，有球差，镜筒开放维护保养相对困难 光学结构：反射镜——副镜——目镜结构 折反式 优点：便携，成像质量较好，镜筒封闭维护保养容易，
?光学望远镜 天文光学望远镜主要由物镜和目镜组镜头及其它配件组成。通常按照物镜的不同，可把光学望远镜分为三类：折射望远镜、反射望远镜和折反射望远镜。 一折射望远镜 折射望远镜的物镜由透镜组成折射系统。早期的望远镜物镜由一块单透镜制成。由于物点发射的光线与透镜主轴有较大的夹角，玻璃对不同颜色的光的折射率不同，会造成球差和色差，严重影响成像质量。为了克服这一缺点，人们发现近轴光线几乎没有球差和色差，于是尽量制造长焦距透镜，促使望远镜向长镜身发展。1722年希拉德雷测定金星直径的望远镜，物镜焦距长达65m，用起来非常不便，跟踪天体时甚至需很多人推动。 为解决上述缺点，后来人们用不同玻璃制成的一块凸透镜和一块凹透镜组成复合物镜。所以，现代的折射望远镜的物镜，都是由两片或多片透镜组成折射系统（双透镜组或三合透镜组等）这样，可使望远镜口径增大，镜身缩短。1897年安装在美国叶凯士天文台的折射望远镜，口径 1.02m，焦距19.4m，仅物镜就重达230kg，至今仍是世界上最大的折射望远镜。 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。
天文望远镜基础知识介绍
天文望远镜基础知识科普 一、望远镜基本原理与天文望远镜 望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器，是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，再经过一个放大目镜而使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。 天文望远镜是望远镜的一种，是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。 二、天文望远镜的结构 下面是天文望远镜的结构图，不是说每一款望远镜都是这样的。有的天文望远镜没有寻星镜，有的在镜筒上还安装了中垂来调节平衡。还有会赠送很多其他的天文配件，比如太阳滤镜、增倍镜（巴洛镜）、更多倍数的目镜。 天文望远镜重要部位的作用： 1.主镜筒：观测星星的主要部件。 2. 寻星镜：快速寻找星星。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，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。 3. 目镜：人肉眼直接观看的必要部件。目镜起放大作用。通常一部 望远镜都要配备低、中和高倍率三种目镜。 4.天顶镜：把光线全反射成90°的角，便于观察。 5. 三脚架：固定望远镜观察时保持稳定。
三、天文望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先看它的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学性能主要有以下几个指标： 1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。 2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。70mm口径的望远镜，集光力是70/7=10倍。 3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。分辨率主要和口径有关。 4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。 5．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。放大倍数越大，视场越小。 6．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。 因此，衡量望远镜的重要参量是口径。 四、天文望远镜的分类 （一）光学望远镜 1609年，伽利略制造出第一架望远镜，至今已有近四百年的历史，其间经历了重大的飞跃，根据物镜的种类可以分为三种： 1.折射望远镜：物镜为凸透镜，位于镜筒的前端，来自天体的光线经物镜折射后成像在焦面上，故称为折射望远镜。优点---使用方便，镜体轻巧，便于
*自制天文望远镜* 第一章望远镜基本原理 黄隆 1.1 天文望远镜光学原理 望远镜由物镜和目镜组成，接近景物的凸形透镜或凹形反射镜叫做物镜，靠近眼睛那块叫做目镜。远景物的光源视作平行光，根据光学原埋，平行光经过透镜或球面凹形反射镜便会聚焦在一点上，这就是焦点。焦点与物镜距离就是焦距。再利用一块比物镜焦距短的凸透镜或目镜就可以把成像放大，这时观察者觉得远处景物被拉近，看得特别清楚。 折射镜是由一组透镜组成，反射式则包括一块镀了反光金属面的凹形球面镜和把光源作90 度反射的平面镜。两者的吸光率大致相同。折射和反射镜各有优点，现分别讨论。 O=物镜 E=目镜 f =焦点 fo=物镜焦距 fe=目镜焦距 D=物镜口径 d =斜镜 1.2 折射和反射望远镜的选择 折射望远镜的优点 1.影像稳定
折射式望远镜镜筒密封，避免了空气对流现象。 2.彗像差矫正 利用不同的透镜组合来矫正彗像差(Coma)。 3.保养 主镜密封，不会被污浊空气侵蚀，基本上不用保养。 折射望远镜的缺点 1.色差 不同波长光波成像在焦点附近，所以望远镜出现彩色光环围绕成像。矫正色差时要增加一块不同折射率的透镜，但矫正大口径镜就不容易。 2.镜筒长 为了消除色差，设计望远镜时就要把焦距尽量增长，约主镜口径的十五倍，以六吋口径计算，便是七呎半长，而且用起来又不方便，业余制镜者要造一座这样长而稳定度高的脚架很是困难的一回事。 3.价钱贵 光线要穿过透镜关系，所以要采用清晰度高，质地优良的 玻璃，这样价钱就贵许多。全部完成后的价钱也比同一口径的 反射镜贵数倍至十数倍。 反射望远镜的优点
1.消色差 任何可见光均聚焦于一点。 2.镜筒短 通常镜筒长度只有主镜直径八倍，所以比折射镜筒约短两倍。短的镜筒操作力便，又容易制造稳定性高的脚架。 3.价钱便宜 光线只在主镜表面反射，制镜者可以购买较经济的普通 玻璃去制造反射镜的主要部份。 反射望远镜缺点 1.遮光 对角镜放置在主镜前，把部份入射光线遮掉，而对角镜 支架又产生绕射，三支架或四支架的便形成六条或四条由光 星发射出来的光线。可以利用焦比八至十的设计减低遮光 率。 2.影像不稳定 开放式的镜筒往往产生对流现象，很难完满地解决问 题。所以在高倍看行星表面精细部份时便显出不容易了。 3.主镜变形 温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边缘和近光轴的平行光线聚焦于不同地方，但小口径镜不成问题。 4.保养 镀上主镜表面的铝或银，受空气污染影响，要半年再镀一次。不过一块良好的真空电镀镜面可维持数年之久。 折射望远镜由二块透镜组成，总共要磨四边光学面，反射望远镜只需要磨一边光学面，所以制造反射式望远镜花费较少时间。技术精良的话，一副自制的六吋口径反射望远镜质素随时超过市面出售的三吋折射望远镜。
望远镜的光学形式与优缺点简介 望远镜的光学形式分为折射式、反射式、折反射式等三种。 折射望远镜 折射镜的镜片结构是由二片到三片所组合的消色差设计。 优点：焦距长、视野较大、解析力强、拍摄出的星点锐利，星像明亮，最适合于做天体测量方面的工作、观测月球、行星、双星表现出色，较大口径的产品易于地面观景、非常适合做月面及行星的扩大摄影。影像清晰锐利，高对比度、较好的消色差设计、极好的APO高消色差、好的镜片几乎无色差、使用寿命很长，但须注意不要让镜片发霉、易于设置和使用、保养容易，很少或不需要维护、底片比例尺大、对镜筒弯曲不敏感、简单和可靠的设计、密封的镜筒避免了空气扰动图像并保护光学镜片、物镜永久固定式安装，无需校正。 缺点：价格高昂。大口径规格比较昂贵、较重、长度和体积比同等口径和焦距的牛顿反射或折反望远镜更大、存在一些色彩畸变(消色差双胶合透镜)、有残余的色差，从而降低了分辨率、优质折射镜的物镜是2片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差，所谓消色差物镜只是对白光中7种色光的2种色光（红和兰光）消除色差，而复消色差物镜除了对2种色光
消色差之外，还对第3种色光（黄光）消除了剩余色差。短焦的折射镜有周边像差的现象，但这些缺点现已可解决。口径无法做太大，增大口径的成本因素限制了商业产品的最大尺寸，经济的设计大多为中小口径产品、巨大的光学玻璃浇制也十分困难，对紫外、红外波段的辐射吸收很厉害、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。反射式望远镜： 优点：口径较大，影像明亮。成本低，没有色差，可做较大的口径，适合做星云、星团的摄影。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。 缺点：口径越大，视场越小，光轴需常调整，反射镜面镀膜易氧化，物镜需要定期镀膜（三至五年），否则星星愈看愈暗，保养较为繁复。反射镜的慧差和像散较大，使得视野边缘像质变差，周边像差使星象肥大。彗形像差，这已被克服。 常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式2种。 牛顿反射望远镜 光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；牛顿反射望远镜采用一面凹面镜作为主要物镜，光进入镜筒的底端，然后折回开口处的第二反射镜，再次改变方向进入目镜焦平面。目镜为便于观察，被安置靠近望远镜镜筒顶部的侧方。牛顿反射望远镜用
目鏡的作用是把望遠鏡主鏡的影像放大，雖然一塊透鏡也可以造成目鏡，但為了達至最佳效果，大多數的目鏡都是由二塊或者多至七塊透鏡組成。 目鏡主要由兩組透鏡合成，對著主鏡，接收著主鏡光束的透鏡稱為視場透鏡(field lens)，接近眼睛的
透鏡是目透鏡(eye lens)。 正目鏡和負目鏡 目鏡可分為正目鏡和負目鏡，正目鏡表示望遠鏡成形的實像 ( real image ) 在目鏡之外；負目鏡則表示望遠鏡的的虛像 ( virtual image ) 出現於目鏡內。所以正目鏡可當普通放大鏡用，把擺放在目鏡前的物體放大，負目鏡則不可以。 a.出射瞳孔 ( Exit pupil )
由主鏡射進來目鏡的光束，再離開目鏡的目透鏡成為細小光束的橫切直徑，就是出射瞳孔，或稱作藍斯登環 ( Ramsden disk ) 。出射瞳孔愈大，影像愈光亮。 出射瞳孔最好能夠配合人的瞳孔在晚間的寬度，約 5mm 至 9mm，這樣在黑夜觀看暗星体最恰當。應該要說清楚一點，出射瞳孔是要比我們的瞳孔細一些，否則進入不到眼睛的多餘光，便給浪費了. 出射瞳孔
出射瞳孔的直徑由入射瞳孔光束的大小所限制，入射瞳孔即望遠鏡的口徑，它們的關係在第一章中己列出。至於量度出射瞳孔的直徑，我們可以用一張白紙或磨砂玻璃放在目鏡後，量度最清晰的光環。得到它的直徑後，我們還可以用下列公式求出不知目鏡焦距的值。 例: 望遠鏡直徑 8 吋，焦距 56 吋，由望遠鏡系統量度到的出射瞳孔直徑是 1/14 吋，求自製目鏡的焦距。
出射瞳孔直徑和觀察用途 倍率出射瞳孔直徑每吋放大倍數觀察對象 十分低倍4~7 mm3~6 x寬視野深空星體。 低倍2~4 mm6~12 x常用倍率，找尋星星和觀看深空星體。 中倍1~2 mm12~25 x 月亮，行星，細小深空星體，寬視角雙星。 高倍0.7~1.0 mm25~35 x 月亮，在大氣穩定下觀看行星，雙星，星團。 十分高倍0.5~0.7 mm35~50 x大氣穩定下觀看行星和窄視角雙星。 b.目視距離 ( Eye relief )
天文望远镜基础知识 天文望远镜的光学系统 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。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象差，现在，正规的折射天文望远镜的物镜大都由2～4块透镜组成。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。 反射望远镜的光路可分为牛顿系统和卡塞格林系统等。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦。折反射望远镜是由透镜和反射镜组成。天体的光线要受到折射和反射。这类望远镜具有光力强，视场大和能消除几种主要像差的优点。这类望远镜又分施密特系统、马克苏托夫系统和施密特卡塞格林系统等。根据我们多年实践的经验，中国科学院南京天文仪器厂生产的120折射天文望远镜对于天文普及工作和广大天文爱好者来说，是一种既方便又实用的仪器。 望远镜的光学性能 在天文观测的对象中，有的天体有视面，有的没有可分辨的视面；有的天体光极强，有的又特微弱；有的是自己发光，有的是反射光。观测者应根据观测目的，选用不同的望远镜，或采用不同的方法进行观测；一般说来，普及性的天文观测多属于综合性的，要考虑“一镜多用”。选择天文望远镜时，一定要充分了解它的基本光学性能。 口径--指物镜的有效直径，常用D来表示； 相对口径--指物镜的有效口径和它的焦距之比，也称为焦比，常用A表示；即A＝D/F。 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，其视面的线大小和F成正比，其面积与F2成正比。象的光度与收集到的光量成正比，即与D2成正比，和象的面积成反比，即与F2成反比。 放大率--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。它等于物镜焦距和目镜焦距之比。 不少人提到天文望远镜时，首先考虑的就是放大倍率。其实，天文望远镜和显微镜不一样，地面天文观测的效果如何，除仪器的优劣外，还受地球大气的明晰度和宁静度的影响，受观测地的环境等诸因素的制约。而且，一架天文望远镜有几个不同焦距的目镜，也就是有几个不同的放大倍率可用。观测时，绝不是以最大倍率为最佳，而应以观测目标最清晰为准。 分辨角--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。 视场--指天文望远镜所见的星空范围的角直径。
信息光学是现代光学前沿阵地的一个重要组成部分。 信息光学采用信息学的研究方法来处理光学问题，采用信息传递的观点来研究光学系统，这之所以成为可能，是由于下述两方面的原因。 首先，物理上可以把一幅光学图象理解为一幅光学信息图。一幅光学图象，是一个两维的光场分布，它可以被看作是两维空间分布序列，信息寓于其中。而信息学处理的电信号可以看作是一个携带着信息的一维时间序列，因此，有可能采用信息学的观点和方法来处理光学系统。 然而，仅仅由于上述原因就把信息学的方法引入光学还是远远不够的。在光学中可以引入信息学方法的另一个重要原因是光学信号通过光学系统的行为及其数学描述与电信号通过信息网络的行为及其数学描述有着极高的相似性。在信息学中，给网络输入一个正弦信号，所得到的输出信号仍是一个正弦波，其频率与输入信号相同，只不过输出波形的幅度和位相（相对于输入信号而言）发生了变化，这个变化与、且仅与输入信号的性质以及网络特点有关。在光学中，一个非相干的光强按正弦分布的物场通过线性光学系统时，所得到的像的光强仍是同一频率的正弦分布，只不过相对于物光而言，像的可见度降低且位相发生了变化，而且这种变化亦由、且仅由物光的特性和光学系统的特点来决定。很显然，光学系统和网络系统有着极强的相似性，其数学描述亦有共同点。正因为如此，信息学的观点和方法才有可能被借鉴到光学中来。 信息学的方法被引入光学以后，在光学领域引起了一场革命，诞生了一些崭新的光学信息的处理方法，如模糊图象的改善，特征的识别，信息的抽取、编码、存贮及含有加、减、乘、除、微分等数学运算作用的数据处理，光学信息的全息记录和重现，用频谱改变的观点来处理相干成像系统中的光信息的评价像的质量等。这些方法给沉寂一时的光学注入了新的活力。 信息光学和网络系统理论的相似是以正弦信息为基础的，而实际的物光分布不一定是正弦分布，因此，在信息光学中自然必须引入傅里叶分析方法。用傅里叶分析法可以把一般光学信息分解成正弦信息，或者把一些正弦信息进行傅里叶叠加。把傅里叶分析法引入光学乃是信息光学的一大特征。在此基础上引入了空间频谱思想来分析光信息，构成了信息光学的基本特色。 信息光学的基本规律仍然没有超出经典波动理论的范围，它仍然以波动光学原理为基础。信息光学主要是在方法上有了进一步的发展，用新的方法来处理原来的光学问题，加深对光学的理解。当然如果这些发展只具有理论的意义，它就不会像现在这样受到人们的重视，它除了可以使人们从更新的高度来分析和综合光现象并获得新的概念之外，还由此产生了许多应用。例如，引入光学传递函数来进行像质评价，全息术的应用等。
天文望远镜基础知识科普 一、望远镜基本原理与天文望远镜 望远镜是一种利用凹透镜和凸透镜观测遥远物体的光学仪器，是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，再经过一个放大目镜而使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。 天文望远镜是望远镜的一种，是观测天体的重要工具，可以毫不夸大地说，没有望远镜的诞生和发展，就没有现代天文学。随着望远镜在各方面性能的改进和提高，天文学也正经历着巨大的飞跃，迅速推进着人类对宇宙的认识。 二、天文望远镜的结构 下面是天文望远镜的结构图，不是说每一款望远镜都是这样的。有的天文望远镜没有寻星镜，有的在镜筒上还安装了中垂来调节平衡。还有会赠送很多其他的天文配件，比如太阳滤镜、增倍镜（巴洛镜）、更多倍数的目镜。 天文望远镜重要部位的作用： 1.主镜筒：观测星星的主要部件。 2. 寻星镜：快速寻找星星。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，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。 3. 目镜：人肉眼直接观看的必要部件。目镜起放大作用。通常一部 望远镜都要配备低、中和高倍率三种目镜。 4.天顶镜：把光线全反射成90°的角，便于观察。 5. 三脚架：固定望远镜观察时保持稳定。
三、天文望远镜的性能指标 评价一架望远镜的好坏首先看它的光学性能，然后看它的机械性能的指向精度和跟踪精度是否优良。光学性能主要有以下几个指标： 1．口径：物镜的有效口径，在理论上决定望远镜的性能。口径越大，聚光本领越强，分辨率越高，可用放大倍数越大。 2．集光力：聚光本领，望远镜接收光量与肉眼接收光量的比值。人的瞳孔在完全开放时，直径约7mm。70mm口径的望远镜，集光力是70/7=10倍。 3．分辨率：望远镜分辨影像细节的能力。分辨率主要和口径有关。 4．放大倍数：物镜焦距与目镜焦距的比值，如开拓者60/700天文望远镜，使用H10mm目镜，放大倍数=物镜焦距700mm/目镜焦距10mm=70倍；放大倍数变大，看到的影像也越大。 5．视场：望远镜成像的天空区域在观测者眼中所张的角度，也称视场角。放大倍数越大，视场越小。 6．极限星等：是望远镜所能观测到最暗的星等，主要和口径、焦比有关。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可看到6等星，而70mm口径望远镜的集光力是肉眼的100倍，能看到比6等星再暗五个星等的11等星。 因此，衡量望远镜的重要参量是口径。 四、天文望远镜的分类 （一）光学望远镜 1609年，伽利略制造出第一架望远镜，至今已有近四百年的历史，其间经历了重大的飞跃，根据物镜的种类可以分为三种： 1.折射望远镜：物镜为凸透镜，位于镜筒的前端，来自天体的光线经物镜折射后成像在焦面上，故称为折射望远镜。优点---使用方便，镜体轻巧，便于携
1，撑脚拉开，把望远镜筒装到轭上，用大的带锁螺丝调节。 2，把天顶镜插进调焦筒上，用相应的螺丝固定好。 3，把目镜装在天顶镜上，用相应的螺丝固定好。 4，如果您希望用正像镜放大，就把它装在目镜和镜筒之间，这样就可以观看天体。 警告： 请不要用肉眼直接观察太阳，观察太阳要用太阳滤光镜，否则会伤害您的眼睛。 折射望远镜是以会聚远方物体的光而现出实象的透镜为物镜的望远镜它会使从远方来的光折射集中在焦点,折射望远镜的好处就是使用方便,稍微忽略了保养也不会看不清楚,因为镜筒内部由物镜和目镜封着,空气不会流动,所以比较安定,此外,由于光轴的错开所引起的像恶化的情形也比反射望远镜好,而口径不 大透镜皆为球面,所以可以机械研磨大量生产,故价格较便宜。 (1)伽利略型望远镜 人类第一只望远镜,使用凹透镜当目镜,透过望远镜所看到的像与实际用眼睛直接看的一样是正立像,地表观物很方便但不能扩大视野,目前天文观测已不再使用此型设计。
(2)开普勒型望远镜 使用凸透镜当目镜,现今所有的折射式望远镜皆为此型,成像上下左右巅倒,但这样对我们天体观测是没有影响的,因为目镜是凸透镜可以把两枚以上的透镜放在一起成一组而扩大视野,并且能改善像差除却色差。 买家朋友咨询问题汇总 1.什么是望远镜？望远镜有什么功能？ 答:望远镜就是将远方的景物拉近到眼前，把它放大，能够看得清楚的一种光学仪器。因为科学的进步，借助新发明的许多仪器辅助,使人类天然感官的功能增强了许多。电话使我们能听见远方友人的声音，并与之对话,就实现了古人所“千里耳”的理想；而望远镜使我们能看清楚远方的景物，等于实现了古人所谓“千里眼”的理想。 2.望远镜到底是将远方的物体“放大”还是“拉近”呢？ 答:因为同样的物体，在远处看起来就变得很小，所以将远方的物体放大，就是等于将它拉近，和在眼前看到的一样大,一样清楚，并且在视觉上就有将远方的物体拉近，好像到了眼前的感觉一样。 3.望远镜的“放大率”是什么意思？是将远方物体“放大”的倍率还是“拉近”的倍率? 答:许多人以为望远镜的放大率是将远方的物体“放大”的倍率，这是不对的，其实望远镜的放大率指的是将远方的物体“拉近”的倍率。比如说:放大率为10倍的望远镜，看100公尺的景物就像是在10公尺面前看的一样清楚,看1000 公尺远的景物就像是在100公尺外看的一样。放大率为 100 倍的望远镜，看100公尺远的景物就像是在1公尺面前看的一样清楚，看1000公尺远的景物就像是在10公尺面前看的一样清楚，看10公里外的景物就像是在100公尺面看的一样。 4. 为什么我观察到的物体是上下颠倒的或是指向其他古怪的方向？ 答：因为这是一架天文望远镜,毕竟天体在宇宙中没有上下左右之分。因此，视场的方向性无关紧要。把影像调回正确的指向需要额外的光学器件，这会增加费用和设备的复杂度并且可能会稍稍降低图像的质量。因此，“正像”透镜系统用于地面上的望远镜，它们只用于观察地面上的东西。如果您想要完全正立的图象，可以使用配置的1.5X正象镜，它可以使您看见的物体再颠倒一次，如果您想要得到完全正象。只能使用电子目镜观察了。 5.我安装好了天文望远镜为什么什么也看不见呢? 答:关键在于要找到目标，安装正确后,打开保护盖，先用寻星镜找到目标,然后先用最低倍目镜（焦距最长的目镜）细心调焦即可观察到清晰的目标.遵循先近后远,先低倍后高倍的方法,不要指望一步登天,熟悉了基本操作方法,自己多多学习天文知识,有的你看了.实在不会,可以在网络上找我,我提供一对一售后服务.
学用户手册 很多天文爱好者在购买天文望远镜的时候都是很惘然，到底哪一款天文望远镜最适合自己，能否看到星星，能看清楚到什么程度，等等疑问，而且对于一些天文望远镜的型号，参数，光学系统也不了解。在购买天文望远镜之前，让我们大家一起来了解一下。首先来说说天文望远镜的光学系统吧。 天文望远镜有折射式天文望远镜、反射式天文望远镜和折反射式天文望远镜 1以透镜作为物镜的，称为折射望远镜.使用起来比较方便，视野较大，星像明亮，但是有色差，从而降低了分辨率。优质折射镜的物镜是两片双分离消色差物镜或3片复消色差物镜。不过，消色差或复消色差并不能完全消除色差。 折射望远镜用透镜系统聚光。小的时候大部分人有这样的经验，在晴天我们用放大镜点燃一片树叶或纸。这个实验的原理就是放大镜把表面的光聚焦成一点，使这一点的温度特别高，即光度特别大。一架折射望远镜用透镜组完成同样的事情。在折射望远镜大的一端有两片大小相等但不同类型的镜片。当光通过它们，它们共同工作把光聚焦在望远镜筒另一端。在这一点，不管望远镜指向哪里都会成像。 2用反射镜作为物镜的，称为反射望远镜.反射镜天文望远镜的优点是没有色差，但是，反射镜的彗差和像散较大，使得视野边缘像质变差。常用的反射镜有牛顿式和卡塞格林式两种。前者光学系统简单、价格便宜，球面反射镜在后端，目镜在前端侧面；后者光学系统的主、副镜为非球面，主镜和目镜都在后面，成像质量较好，价格也较贵。一般说来，对天文普及工作，特别是对观测经验不足的爱好者来说，牛顿式反射望远镜使用起来不太方便，其物镜又需经常镀膜，维护起来也麻烦 3既包含透镜，又有反射镜的称为折反射望远镜。折反射天文望远镜镜兼顾了折射镜天文望远镜和反射镜天文望远镜的优点：视野大、像质好、镜筒短、携带方便。与等焦距和同等口径的折射望远镜相比，价格还不及三分之一。折反射镜有施密特—卡塞格林式我们一般简称施卡和马克苏托夫—卡塞格林式，我们一般简称马卡。
实验一：天文望远镜原理与结构 一、实验目的： 1、熟悉天文望远镜的结构； 2、熟练掌握天文望远镜的使用； 3、熟悉天文台的基本设施以及日常使用； 二、实验条件和设施 天文望远镜、天文台 三、实验方案和步骤 （一）天文望远镜的结构 口径：物镜的直径,口径大小决定望远镜的集光力与解像力,口径愈大愈亮,解像力愈高； 焦距：从物镜到焦点距离,一般以“f”表示,单位为mm.如f=600mm表示焦距600mm； 焦比：口径(mm)=焦比；相当于镜头的光圈，以“F”表示；F值越低，亮度越高； 倍率：物镜焦距(mm)÷目镜焦距(mm)，物镜焦距越长，或更换越短焦的目镜，倍率越大； 光轴：望远镜中光路的轴心，若光轴偏斜，望远镜便不能发挥最佳性能，严重时可能无法成像； 镀膜：在镜片表面镀上一层特殊的金属化合物，目的是减少反光，增加光线透射率； 寻星镜：是一支低倍的小望远镜同架在主镜上，利用其视野较广的特性，方便搜索天体； 导星镜：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，在主镜旁设置一个起监视作用的望远镜，它就叫导星镜，导星镜的口径、焦距与放大倍数均要比寻星镜大，视场比寻星镜小（观测前同样需要校调导星镜光轴与主镜光轴平行）。这样，当观测目标偏离主镜中心时，在导星镜中就能反映出来，可以及时将它调回视场中心。 赤道仪 赤道仪的功能除了承载望远镜之外，最重要的是藉由步进马达带动赤经本体，使望远镜能跟随星体移动，常见的有德式与叉式两种，其中又以德式最普遍，以下就以德式赤道仪做简单介绍。 极轴望远镜：天球北极与南极的连线称为极轴，极轴望远镜的功能就是校正赤道仪赤经轴，使其与极轴平行，一般都是内藏在赤经本体之中。 赤经轴：赤道仪中与极轴平行的旋转轴称为赤经轴。 赤纬轴：赤道仪中与极轴垂直的旋转轴称为赤纬轴。 重锤:安装在赤纬轴底部，可上下调整，用来平衡望远镜的重量，平衡的步骤在德式赤道仪中是非常重要的，关系到赤道仪的寿命。 马达：带动赤经轴旋转使赤道仪转速与地球自转同步，需要配合控制器使用。 刻度盘：赤经轴与赤纬轴上都有刻度盘，受限于精度，刻度盘都仅供参考用。
星特朗NexStar SLT天文望远镜 使用说明书 NexStar 60，NexStar 80，NexStar 102，NexStar 114，NexStar 130
目 录 简介 (6) 警告 (6) 组装 (9) 组装NexStar望远镜 (9) 安装手控器的支架 (10) 三脚架上安装叉臂 (10) 叉臂上安装望远镜筒 (10) 天顶镜 (10) 目镜 (11) 调焦 (12) 星点寻星镜 (12) 安装星点寻星镜 (12) 操作星点寻星镜 (13) 安装手控器 (13) NexStar供电 (14) 手控器 (15) 手控器介绍 (15) 手控器操作 (16) 校准程序 (17) 星空校准 (17) 两星校准 (19) 一星校准 (20) 太阳系校准 (20) NexStar重新校准 (21)
天体分类 (22) 选择天体 (22) 回转指向天体 (22) 寻找行星 (23) 漫游模式 (23) 星群漫游 (23) 方向键 (24) 速率键 (24) 设置步骤 (25) 跟踪模式 (25) 跟踪速率（Tracking Rate） (25) 观察时间-地点(View Time-Site) (25) 用户定义目标(User Defined Objects) (25) Get RA/DEC (26) Goto R.A/Dec (26) 辨认 (26) 望远镜设置功能 (27) 设定时间-位置 (27) 消齿隙 (27) 回转极限 (27) 选星范围 (28) 方向键 (28) 实用功能（Utility Features） (28) GPS开/关 (28)
天文望远镜月球观测指南 广大天文爱好者来说，掌握月球的光学观测，实为一技之本。由于月球的视面大，表面清晰可辨，可观测的项目多，而且通过认真的观测，比较容易获得观测成果，因此，月球观测是进行天文普及教育的最生动最真实的活动。380 年前，枷里略发明了望远镜后首先把望远镜指向了月球，就获得了惊人的发现。过去，许多月面观测都是由素质极高的天文爱好者来承担的，其中不少人以此方面的成就跃居月面学家。 方法/步骤 1 观测仪器的选择 这里所说的光学观测，指的是通过天文望远镜的观测。那么，用什么类型的天文望远镜观测月球最理想呢? 首先谈谈对光学系统的要求；因为月球属于有延伸面的天体，主要是观测月面的细节。所以天文望远镜的分辨本领要强才行。 分辨和望远镜的有效口径有如下的关系：6＝140/D、D为有效口径，以毫米表示。若要分辨月面1角秒的细节，则望远镜的有效口径起码得140毫米才行。当然，这也绝不只是一味追求望远镜的口径大，聚光多。而前题是要求望远镜光学系统消除色差、球差和彗差。一般来说，较优良的折射望远镜物镜都是由两块透镜组成，目的就是为了消除这三种差。同时，折射望远镜的相对口径通常在1/15～1/20。它们的焦距长，底片比例尺(也就是底片上天体的线大小)较大。而反射望远镜的相对口径往往在1/3.5～1/5，比折射望远镜大。反射望远镜产生的
仪器散射光也比折射望远镜大。因此，一般说来，折射望远镜比反射望远镜更适合月球观测。施米特一卡塞格林式和马克苏托夫一卡塞格林式望远镜也适宜观测月球。诚然，质量好，并且视场较小的反射望远镜也可以观测月球。折射望远镜物镜口径不要小于5厘米，反射望远镜物镜口径不要小于10厘米。 其次，对机械系统的要求，最好是有跟踪的赤道装置。只有这样，才能进行上述各项系统观测。第三，对目镜系统的要求是应备有多种目镜。目视观测要定位绘图，有十字丝装置的目镜较理想。如果有动丝测微器就更好了。 2 观测地和天气的选择 为了尽量获得高清晰度的月面细节，最大限度地发挥天文望远镜的本领，观测地点和天气状况的选择是很关键的。 1、观测地点：望远镜不要直接架在水泥地面上。尤其是夏季，水泥地面的气流变化大。冬季也不要架在有雪水的地面上。观测地要尽量减小外界的震动和烟尘的污染。最理想的是望远镜处在居高临下，周围或观测方向上是草地、或水域、或泥土地的开阔区域。 2、天气：一般说来，雨雪过后的晴天，大气的透明度极佳，然而，宁静度往往极差，这时拍下的月球照片，远不如目视清楚。这就要观测者根据本地小气候的规律，掌握观测时机。
光学望远镜的发展简介 天文学是研究天体和宇宙的科学，观测是天文学研究的主要实验方法.在17世纪以前，天文学家只能用肉眼观测星空中几千个比较亮的天体.17世纪初，伽利略发明了天文望远镜，人类的眼界随之大为开阔，望远镜成了近代天文观测的眼睛.本文就光学天文望远镜的发展作一简单介绍. 一、折射式望远镜 1.伽利略望远镜 图1 第一个望远镜是荷兰的一位眼镜商人里帕席于1608年做成的.据说，里帕席无意间将两块镜片重叠并使其相隔一定的距离观看时，发现远处教堂上的风标明显地放大了.于是，他把两块镜片装在一个铜管的两头，发明了最初的望远镜，这引起了许多人的兴趣.1609年，当伽利略得知荷兰人发明了望远镜的消息后，他激动不已，立即亲自动手制作望远镜.他用一个凸透镜作为物镜，一个凹透镜作为目镜，于1609年7月初制成了倍率为3的望远镜，这种望远镜的构造如图1所示，这种光学系统现称为伽利略望远镜.经过进一步的改进，到1610年9月，将倍率提高到了33倍.伽利略用自制的望远镜观察天空，发现了月球表面的环行山、太阳黑子、木星的卫星等一系列重大的天文现象，从此天文学进入了望远镜时代. 2.开普勒望远镜 图2 鉴于伽利略望远镜放大倍数和视场都较小的缺点，1611年，德国天文学家开普勒设计了用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜的望远镜，使得放大倍数和视场都有了明显的提高，如图2所示，这种光学系统现称为开普勒望远镜.用这种望远镜看到的像是倒立的，这会使人很不习惯，不过对于天文观测则毫无影响.从17世纪中叶起，开普勒望远镜在天文观测中得到了普遍的应用. 当时的望远镜都采用单个透镜作为物镜，存在着严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，因此镜身越来越长，最长的竟达65米.直至英国光学仪器商杜隆用冕牌玻璃和火石玻璃制造了消色透镜，从此，长镜身望远镜被消色差折射望远镜所取代. 二、反射式望远镜 图3 由于伽利略和开普勒望远镜均存在明显的色差，所以人们又发明了消色差的反射式望远镜.牛顿在清楚地解释了“色差”问题后，于1688年制作了一种与众不同的反射式望远镜.他采用球面镜作为主镜，将金属磨制成一块凹面镜，并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45°角的反射镜，使经主镜反射后的会聚光经反射镜以90°角反射出镜筒后到达目镜，如图3所示，这种光学系统称为牛顿式反射望远镜.它的球面镜虽然会产生一定的相差，但用反射镜代替折射镜却是一个巨大的成功.