如何选购天文望远镜？
小曾：QQ1569638698 https://www.doczj.com/doc/aa6446326.html,
就我所遇到的情况而言,被问得最多的问题是这样的两个——“这台望远镜能看多远?”和“这台望远镜能放大多少倍?你是不是正好想到了其中一个?
1我该买什么样的天文望远镜？
相信这是每个想买望远镜的同好面临的第一个问题，也是各大天文论坛的相关版面经常能见到的问题。对于这个问题，大家一般都能热心的进行解答，但是常见的解答往往是先问提问者：你准备投资多少钱？你主要希望观测什么目标？是以目视观测为主还是摄影观测为主？不同的观测对象和观测形式应该选择不同的望远镜……等等。
等到提问者回答了，大家就又热心的帮助，告诉他应该买什么类型的望远镜，参数是什么样的，大约需要多少钱……等等。这样就基本解决了问题。
必须承认，这是对于这个问题的一个比较科学的解答流程。但是，这种解答方式只适用于提问者本身具备一定的观测基础。其实，更多的提问者只是刚刚入门的同好，他们并不知道自己主要会观测什么目标，也不太清楚会常用哪种观测形式，这样问反而有可能把他们问晕，导致最后买不到合适的器材。并且，对于杂志这样的平面媒体，交互性远远不如网络，也不可能针对每一个读者的需求提出建议，因此我倒是觉得，应该换一个思路来推荐器材。
这个思路有一个基本的假设，那就是假定大多数同好在刚入门时对于观测的需求和我类似，观测水平的成长性也和我类似。这样，我就可以根据自己的情况来制定一个适合多数入门同好的器材购买方案。剩下的一些有比较特殊需求的同好再进行单独讨论。
以折射镜起步
望远镜不外乎三大类——折射式、反射式、折反射式。其中最基础，也是最容易上手的，非折射镜莫属。折射镜的制造成本不是三类中最低的，但它的光路结构是最简单的，也最符合普通人对于望远镜的认识和使用习惯。入门级的折射镜价格便宜，成像清晰锐利，比较明显的缺陷可能只是会有一些色差（什么叫色差我们后面的文章会谈到）。折射镜适用的观测范围非常之大，日常维护却比较省心。这种种优点决定了折射镜是入门级爱好者最适合使用的天文望远镜。
在经济条件允许的情况下，我建议大家购买这么一套装备（第一遍看可能很多名词和参数看不懂，没关系，后面我们会详细解释）：
1、购买知名品牌的产品。国内品牌在价格上有一些优势，国际品牌在质量上可能会略胜一筹，如果你是第一次购镜手头又不是特别宽裕，还是考虑国内品牌吧。
2、主镜口径80mm-102mm，焦距600mm-1000mm。
3、支架部分随主镜成套购买，这样最省心。这里所说的支架，除了最下面的三脚架以外，还有连接三脚架和主镜，并使主镜能够自由转动的装置。这个装置又分为两种——普通的地平式支架和赤道仪。
4、其余附件一般会包含在主镜和支架的套装里，比较典型的附件包括寻星镜及其支架、90度或45度天顶镜、2至3个焦距不同的目镜、载物盘等，如果有赤道仪，那么还有平衡重锤及其连接金属杆、微调螺杆等部件，另外有些产品还会赠送太阳滤光镜、摄影接口等其他附件。
这样，根据你购买的望远镜参数不同和配件不同，总共的花费应该在1500元-3500元之间。明显低于这个价位的望远镜就有些玩具的味道了，而更好的暂时也用不到。
两个经典的问题
下面进入“名词解释”时间。关于折射镜的基本成像原理如图1所示，其实就是两片凸透镜形成的一个简单光路，其中位于被成像物那端的凸透镜叫做物镜，位于人眼那端的凸透镜叫做目镜。
接下来，我希望大家想一想：如果你看到别人正在使用一台望远镜，你肯定会询问这台望远镜的有关情况。那么，你脱口而出的第一个问题是什么呢（“这台望远镜多少钱？”这个问题不算在内）？
就我所遇到的情况而言，被问得最多的问题是这样的两个——“这台望远镜能看多远？”和“这台望远镜能放大多少倍？”你是不是正好想到了其中一个？
但我要告诉你，这两个问题的问法都是错误的，别人一听就知道提问的人肯定是个门外汉。
首先说第一个经典问题，我一般会这样反问：“你认为人的肉眼能看多远？”提问者往往会说：“我也不知道。”但我相信他心里肯定认为人的肉眼最多看几公里了不起了。这时我会告诉他：“你看天上的月亮，那是在38万公里以外；你看天上的太阳，那是在1.5亿公里以外；你看到的满天恒星最近的都在几光年以外，而你能看到的最远的天体——”在这里我会停顿一下，让提问者能够重新整理一下思绪，“是著名的仙女座大星系，它远在220万光年之外！人眼尚且如此，你说望远镜能看多远呢？”
那么，正确的问法是什么呢？想一想？
一个比较正确的问法是：“这台望远镜能看到多暗的天体？”
望远镜看到暗天体的能力叫做“光力”，望远镜光力的大小与其口径有关，口径越大光力越强。所谓口径，顾名思义就是这台望远镜进光口的直径，对于折射镜而言就是物镜的直径，用字母D表示。不过，衡量光力大小如果直接用口径的话不够直观，因此我们又定义了一个概念，叫做“极限星等”，简单理解就是这台望远镜在最理想的条件下能看到多暗的星，这样就非常直观了。显然，极限星等也是取决于望远镜口径的，口径越大，极限星等也就越大。
下面让我们来进一步理解什么叫做“看到”了一个物体。想必大家都曾经听说过，当年外国
的宇航员飞上太空后号称能从太空中看到中国的长城，这很让我们骄傲了一阵子，但后来就有人指出，人的肉眼分辨率有限，不可能在那么远的地方分辨出长城这种宽度只有几米的物体，因此在太空中看不到长城。最近，中科院的一个科研团队正式确认了这一结论。
这里有一个“分辨率”的概念。分辨率是指一个观测设备（比如人眼或者望远镜）分清目标细节的能力，当给定一个观测设备以后，它的分辨率就固定了，这时它能不能分辨出一个物体，就取决于这个物体本身的大小和它离观测设备的距离。我们可以这样来直观的理解：你从很远的地方向我走来，一开始我只能看到天边出现了一个人影，慢慢的能分清你的四肢，再近一点才能看清你的五官，等你走到我身边时，我才能看清你眼角的鱼尾纹。而对于天文望远镜，由于它观测的目标都是天体，因此其分辨率被定义为能分清天球上最近的两个点之间的角距离。望远镜的分辨率也是与口径有关，口径越大分辨率越高。
那么，能否看到一个物体是不是取决于分辨率呢？人的肉眼在太空中确实无法分辨长城这种宽度的物体，但我们不妨这样假设：如果能够给长城涂上一层强力荧光粉，到了晚上，周围都黑了，但长城还在发出强光，这时人的肉眼在太空是不是也有可能看到长城呢？
因此，我们要搞清楚“看到一个物体”和“分辨出一个物体”的区别，前者只需要观测设备能接收并感知到这个物体发出来的光就可以了，这取决于该物体本身的亮度以及其相对于周围环境的反差，而后者才取决于观测设备的分辨率。能看到一个物体而不能分辨出一个物体的一个典型例子就是肉眼能看到恒星，而恒星是点光源，角直径近似无穷小，肉眼是不可能分辨的。所以，关于在太空中肉眼看不到长城的结论是对的，但他们的理由却不太正确。
说到这里，相信大家已经意识到，光力和分辨率是望远镜最重要的两个指标——光力决定了你能看到多暗的星，分辨率则决定了你能看清月球上最小的环形山的大小。而这两个指标都和口径有关，因此，口径是望远镜最重要的物理参数。那么，对于第一个经典问题，最准确的问法就是：“这台望远镜的口径多大？”
再说第二个经典问题。造成这个问题的原因是很多人以为给定了一台望远镜之后，其放大率就是固定的，殊不知，根据后端的目镜不同，这台望远镜的放大率是可以变化的。放大率取决于望远镜的第二个重要参数——焦距（用字母F表示，有的厂商也可能用f表示），其具体值等于物镜的焦距除以目镜的焦距。物镜的焦距数值一般会标在物镜端或镜筒上（如图2所示），目镜的焦距数值一般会标在目镜侧面（如图3所示），计算起来非常方便。比如，一台焦距800mm的望远镜，使用20mm目镜时放大率是40倍，使用8mm目镜时放大率就是100倍。那么，对于第二个经典问题，正确的问法应该是：“这台望远镜的焦距是多少？”
到这里你可能会说：“既然这样，那我可以用焦距很短的目镜来得到更高的放大率，看到更清晰的图像。”其实这个想法也是不太对的。短焦目镜确实可以得到更高的放大率，但一台望远镜并不能一味的追求高放大率。首先，由于口径定了，光力就定了，目标在望远镜中的总亮度也就定了。放大率越高，成的像越大，其单位面积的亮度就会越低，成像就会变得越暗。其次，还是由于口径定了，分辨率就定了，更高的放大率并不能获得更高的分辨率（可以这样理解：两颗靠得很近的星看起来就像一颗，提高放大率以后，它们看起来还是一颗，只不过象变得更大了而已）。再次，过高的放大率会放大大气抖动的影响，增加调焦的难度（关于调焦我们会在后面的文章中详细谈到）。最后，放大率越大视场一般而言会越小。这些因素都并不利于观测。在这里有一个“视场”的概念，简单理解就是我们在目镜里所能看
到的天空范围。
但是，显而易见的，如果放大率过小，我们又无法充分发挥这台望远镜的性能。那么怎样的放大率能够最大限度的发挥一台望远镜的性能又不至于过分呢？经验告诉我们，这个放大率一般是望远镜口径以毫米为单位时的数值，叫做有效放大率。比如，一台口径80mm的望远镜，其有效放大率就是80倍。当然，根据不同的对象，我们选用的放大率也会不同，对于月球、大行星这种比较亮的天体，选用的放大率比有效放大率更大一些也没什么关系，但对于那些比较暗又有一定大小的星云、星系等，选用的放大率就最好比有效放大率低一些。
表1
口径（mm）分辨率（角秒）极限星等（等）
60 2.33 11.0
70 2.00 11.3
80 1.75 11.6
90 1.56 11.9
100 1.40 12.1
望远镜的支架部分
对于支架部分，三脚架没什么好说的，关键就是地平式支架和赤道仪要重点谈一谈。
地平式支架，也被称为经纬支架，是最简单的一种支架形式。如图4所示，望远镜通过两个轴分别在水平和竖直方向转动，从而达到指向任意方向的目的。这种支架形式操控起来是最方便最直观的，如果两个轴都设置有微调旋钮的话，对于比较精确的定位天体的位置也是很方便的。有一些厂商直接将地平式支架做成了类似摄影用云台的那种形式，一个大手柄同时进行两个轴的锁紧、松开和转动，这样控制起来更加方便，而且其接口还是标准的相机接口，可以和摄影三脚架通用。
但是，稍微深入想一想就会发现，因为地球的自转，天体有周日视运动，我们的望远镜指向一个天体后如果保持静止不动，你就会看到这个天体在望远镜视场中向一个方向移动，很快就会移出视场。如果我们想长时间跟踪一个天体的话，最好的办法就是让望远镜和天体同步转动，以抵消地球自转的影响。实现这个想法的最好的装置就是赤道仪。如图5所示就是一台典型的赤道式望远镜，其赤道仪虽然也是由互相垂直的两个轴组成的，但所不同的是这两个轴并不在水平方向和竖直方向，而是一个指向天极（与地球的自转轴平行），一个与之垂直。指向天极的轴叫做赤经轴，望远镜围绕赤经轴转动，即可追踪天体的东升西落。与赤经轴垂直的轴叫做赤纬轴，理论上如果你的赤经轴方向比较精确的指向了北天极，那么当找到一个天体后，赤纬轴就可以锁死了，因为跟踪天体不需要在赤纬方向有任何转动。
中高端的赤道仪一般都会配备有电动跟踪装置，一个马达以一定的速率转动，通过传动装置带动赤道仪的赤经轴以天体的周日视运动速度自西向东转动，这样当我们找到一个天体时，只需要打开马达，这个天体就会一直保持在视场的中央。当然，电跟装置需要额外的花费，如果你一时没那么多钱，又主要是目视观测不怎么照相的话，那么电跟装置可以先不配，等时机成熟时再加一套电跟装置或者买一台新的带电跟的更好的赤道仪。
说到这里你可能会问：“地平式支架难道就不能跟踪天体的运动了吗？”当然也能，只不过需要水平和竖直两个方向同时转动才能跟踪，这样比较麻烦。比如，在没有电动跟踪的情况下，当一个天体移出了视场较长时间，如果是赤道式望远镜，那么我们只需要持之以恒的转动赤经轴就一定能把这个天体找回来，但地平式的话，我们就无法知道两个轴该各转动多少才能将其找回来，这个时候就只能对照星图重新找一遍。地平式支架也可以做成电动跟踪的，但这就不是一个简单的恒定速率单轴转动了，而需要电脑（可以是支架内置的小电脑也可以是外接的控制电脑）根据当前目标的位置实时计算两个轴分别需要怎样转动。如果要进行长时间跟踪曝光的天体摄影，那么采用赤道仪会非常方便，如果是地平式，就算能电动跟踪，视场里的象也会产生场旋，还需要后端的相机或者CCD进行相应的同步旋转才能抵消，非常麻烦。关于天体摄影的相关问题，我们后面的文章会详细介绍。
说了这么多赤道仪的优点，也该说说它的缺点了。首先，赤道仪使用起来上手比较麻烦，因为它和我们平时的一些思维惯性不同，一开始你可能会发现你根本无法将赤道仪指向想指的位置。当然，用熟了以后就好了。第二，同档次的支架系统，赤道仪会比地平式支架贵一些。第三，一般而言，赤道仪会比经纬支架体积大不少，也要笨重不少，这样它的便携性就会差一些。比如有些经纬支架小到可以集成到三脚架顶部，一个三脚架包就都背走了，而再小的赤道仪恐怕也无法和三脚架放到同一个三脚架包里。如果你在自己家里观测还好，要是需要外出去别的地方观测，你就会意识到便携性是多么的重要。第四，如果你极轴对得不准（就是赤道仪赤经轴的指向距离天极有一定的误差），那么你跟踪一个天体时就会发现也需要两个轴都转才能跟踪，只不过赤纬轴需要转的量比较小而已。最后，赤道仪即使能电动跟踪，但要是电机和赤道仪的跟踪精度不够，同样会出现跟踪误差，要用这样的赤道仪进行天体摄影也不会太轻松，而高精度的赤道仪价格则一般非常昂贵。因此，赤道仪虽然好用，但在好用性提升比较有限的情况下牺牲掉一定的经济优势和便携优势究竟值不值得，还需要你根据经济情况和观测目的做出自己的选择。如果非要我给一个建议，那我只能说：“你看好的那一台望远镜套装里的是什么装置就要什么装置吧，这样最省心！”不过，无论是地平支架还是赤道仪，一定要有微调装置才好用（已经实现了完全电动控制的中高端支架系统又另当别论，这种系统往往没有手动的微调装置），这一点购买时务必要问清楚。
FSQ106-赤道式
FSQ106物镜
Meade203-地平式
目镜
开普勒折射镜原理图
就是这台望远镜各主要部件分解图，从左到右、从上到下分别为三脚架、赤道仪、载物盘、配重及连接杆、主镜（含抱箍）、寻星镜（含寻星镜支架）、90度立像天顶反射镜、目镜、微调螺杆等。
安装步骤
●第一步，将三脚架展开后放到地上，并安装载物盘。
常见的三脚架有两类，一类是本例的这种，整体为一体化设计，中部有载物盘托架进行展开角度的限制（以免展得过开而垮掉），载物盘直接安放在托架上再用螺帽固定。这类三脚架使用非常方便，直接往地上一放将三条腿往外拉至最大角度，再把载物盘装上去即可。不过有的载物盘是三角形的（本例就是如此），因此装上去时要先错开一定角度，再往里转正入槽（如图2所示），这样载物盘能顶住托架的可弯折部分，三脚架就不会因为不小心的碰撞而向内收拢了。
另一类三脚架是三条腿分体式设计的，安装时要分别用螺丝将其拧在经纬支架或赤道仪的底座上，其载物盘一般是挂钩式的，需要手动调整三条腿的角度再将载物盘挂上，三条腿向外扩展和向内收拢的限位都靠载物盘本身来完成。这类三脚架的安装显然比上一种要麻烦得多，因此现在越来越少见了。
●第二步，安装赤道仪，对极轴。
安装过程非常简单，直接将赤道仪“坐”在三脚架上，从下端用螺丝拧紧即可。这个螺丝有的直接和三脚架做到了一起（本例就是如此），这样省得单独存放和保管。也有的是和三脚架分离的单独一个大螺丝，这样的设计便于三脚架在必要时连接其他赤道仪，因此这两种设计各有优劣。另外，本例中的三脚架在侧面还有一个小螺丝用于进一步锁定赤道仪，也需要拧紧。
接下来要进行一个非常重要的步骤——对极轴。赤道仪要想正常工作，必须将自己的赤经轴方向对准北天极，这个过程称之为对极轴。精确对极轴比较麻烦，也需要相对较好的器材支持，对于本例这种使用入门级小赤道仪进行目视观测而言，只需要粗对极轴就可以了，这只要求你知道观测地的方向和地理纬度。如图3所示是本例所使用的赤道仪，在赤道仪底座的上方有一个醒目的地理纬度刻度盘，从0到90度，刻度盘上方有一个小箭头指向刻度盘（如图4所示）。我们只需要拧松锁紧螺丝和限位螺杆，将那个小箭头指向对应当地纬度的示数，
再把锁紧螺丝拧紧，限位螺杆轻轻拧到拧不动为止（拧这个不要使太大劲，因为它不是起锁紧的作用，而是起限位和微调的作用。至于它起作用的原理，我建议有条件的读者自行研究一下，这里就不再赘述了）。在纬度刻度盘上的那个旋转轴就是赤经轴，它的指向就是极轴方向，在粗对极轴的情况下只需要把极轴方向大概的对着北方就可以了。赤经轴上方与之垂直的旋转轴是赤纬轴，赤纬轴顶部就是和望远镜主镜相连的平台或者卡槽。赤经轴和赤纬轴也都有自己对应的锁紧螺丝，松开之后两个轴就可以自由旋转。有的赤道仪还配备有微调装置，用于在锁紧的状态下微调两个轴的方位，具体用法后面详谈。
●第三步，安装配重。
在安装主镜之前，我们应该先装好配重。配重一般由重锤和连接金属杆组成，先将连接杆拧在赤纬轴下端对应的螺口里，然后拧掉金属杆另一端的防重锤滑落的保护装置，将重锤穿入连接杆中部，拧紧，再将防滑落装置拧回。重锤里一般设计有一小段可自由滑动的短金属杆，这种情况下需要锁紧螺丝在下方时才能将重锤穿入连接杆，具体原因手头有赤道仪和重锤的同好一看实物便知，不再赘述。
●第四步，安装主镜及相关附件
本例中的主镜是通过抱箍连接到赤道仪上的。如图5所示，抱箍下方的突出部分正好能卡在赤道仪顶部的卡槽里，拧紧卡槽侧面的螺丝就能将其固定。一些载重量较大的赤道仪卡槽的侧面可能有一大一小两个螺丝，拧紧的时候应该先拧大螺丝再拧小螺丝。主镜直接放在抱箍里，扣上抱箍拧紧螺丝就能锁定主镜。有的镜子没有设计单独的抱箍，而是直接在主镜上固定了一个突出部分卡在赤道仪的卡槽里，这种设计虽然省事，但是灵活性却很差。
主镜和抱箍分开设计的话，抱箍可以自由连接其他粗细差不多的望远镜，主镜也可以方便的连接其他抱箍。在后面谈到的调平衡的过程中，分体设计在赤纬轴的调节上也要方便和安全得多。另外，有的抱箍和赤道仪之间是直接通过螺丝和螺口连接的，这需要使用六角螺丝刀用于拧紧（原配的附件里会有一把），比较麻烦，不过稳定性最好，因此多见于一些高档赤道仪。
主镜装好后，我们就可以在其尾端直接装目镜了。不过考虑到多数情况下我们观测的天体地平高度都比较高，望远镜也会仰得比较厉害，这个时候直接在尾端装目镜会让观测变得非常难受（有可能需要蹲得很低同时头又要往上抬），因此我们需要在主镜和目镜之间插入一个小的辅助设备——90度立像天定反射镜，其内部是一个普通的平面镜，将光路进行90度的转向，这样我们就可以从侧上方很舒服的观测天体了。
寻星镜也是一个重要的辅助工具。寻星镜短小精悍，放大率低，视场大，用于粗略定位目标天体的位置非常方便。寻星镜通过支架和主镜相连，本例的寻星镜支架是利用螺丝拧在主镜上的（如图6所示），另有一类支架通过卡槽方式和主镜连接。寻星镜支架前后两个箍圈各有三颗小螺丝用于调节寻星镜的指向，其作用后面详谈。
微调螺杆是本例中的又一辅助工具。如图7所示，赤道仪的赤经轴和赤纬轴处各有一根光滑的小金属杆向外伸出，我们只需要将微调螺杆套进小金属杆，并将锁紧螺丝对准金属杆上的凹槽拧紧，就可以在相应的那个轴锁紧的情况下，通过旋转微调螺杆进行该轴的微调。另外有一些赤道仪直接设计有微调旋钮，这样就更省事了。
●第五步，调节整个系统的平衡
到这里，我们已经可以开始尝试进行观测了。但要是想让接下来的观测变得更轻松和舒
服，我们还需要首先调节系统的平衡。
首先调节赤纬轴的平衡。在所有必要附件都安装到位的情况下，拧松赤纬轴，将主镜放平，这时主镜的两端就像天平的两端一样，如果有一端重，那一端就会下沉（如图8所示），这时我们要做的就是松开主镜的抱箍，前后移动主镜的位置以令其达到平衡（如果抱箍和主镜一体化设计，这时就只能松开赤道仪卡槽上的锁紧螺丝来进行前后移动，比较麻烦和危险）。有时由于摩擦的原因即使有一端重也不易下沉，这时我们就需要用手拨动主镜的两端，通过运动到停止的过程来判断两端的平衡情况。听起来好像很复杂，实际动手试一下就会发现非常简单。赤纬轴的平衡一开始不用调得太精确，因为有一个原因会让你不久后还要再次调节。
赤经轴的平衡是通过调节重锤在金属杆上的位置实现的（在这里重锤就像一个秤砣），具体调节方法和赤纬轴类似，这个一开始就可以调得精确一些，后期变化空间不大。
●第六步，随意指向远方的目标，调焦。
给定一台望远镜以后，其物镜的焦距就固定了，但对应后端不同的目镜，加不同的附件，以及观测不同距离的目标，目镜和物镜之间的距离也要有相应的变化。因此，所有的常规望远镜都设计有调焦装置。
调焦很简单，通常是通过转动调焦座的旋钮改变主镜后端调焦筒往外伸的长度来实现的（如图9所示。另有一种调焦方式多用于折反射式望远镜，具体情况今后有机会再详谈），
有的调焦装置上还有专门的锁焦螺丝用于锁定焦点。
在这里，建议你将望远镜随意的指向远方的目标，感受一下调焦的过程；然后固定目标，使用不同的目镜，感受一下不同目镜下焦点的变化；再固定一个目镜（建议用焦距最长的目镜），改变不同距离的观测目标，感受一下此时焦点又是如何变化的。
另外，由于调焦会令后端的调焦筒往外伸，因此会破坏赤纬轴上的平衡（相当于后端的力臂变长了），这时就需要我们在焦距调得差不多的时候，重新调一次赤纬轴的平衡。赤经轴的平衡则不受影响。（想一想这是为什么？）
●第七步，调节主镜和寻星镜的平行。
这是正式观测前的最后一项准备工作了。所有天体都被看作是无限远处的目标，因此要想让寻星镜发挥作用，必须令它和主镜指向同一个方向，或曰它和主镜要平行。调节平行的方法是：用主镜强行找到一个尽可能远的目标（白天可以使用远方的塔尖，晚上可以使用远方的灯），将其放到视场中央，并将赤经和赤纬轴锁紧，然后调节寻星镜支架那两个箍上的六颗小螺丝，将该目标调到寻星镜中央的十字叉丝交点上。这是一个非常考验耐心和细心的步骤，没有任何捷径可走。另外，地面目标终究不能被看作是无限远目标，因此到这里只能算粗调，真正要将平行调得很精确必须使用天体进行进一步的细调。再有，有时晚上观测时找不到明亮的地面目标，必须直接用天体来调节，这时需要注意的是，在你的赤道仪没有电动跟踪的情况下，当你用主镜找到天体并将其调到寻星镜中央的时候，天体在主镜中早已偏离了中心，这时就需要反复的调节主镜和寻星镜的位置才能最终实现平行。建议你尽量找靠近北天极的亮星来调节，它们相对来说移动得更慢。这个过程是辛苦的，但当你一旦调整成功，后面的观测就可以做到“指哪打哪”——用寻星镜找到目标并将其放到十字叉丝中央，这样它就自然出现在主镜的视场里了。
在完成了本文所述的“七步走”之后，你终于作好了观测前的所有准备。今晚，就扛着你的望远镜，来到户外，将它指向你感兴趣的目标吧！
?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。
国际最大规模的射电望远镜 为了争取国际最大规模的射电望远镜合作计划来华，中国正在贵州省“筑巢引凤”，建设全球最大的射电望远镜。这是中国2007年批准立项的500米口径球面射电望远镜（FAST）项目，日前已经在贵州省开始基建，项目总投资6.27亿元，建设期5年半，预计2014年开光。FAST建成后，不仅将成为世界第一大单口径天文望远镜，并将在未来20年至30年内保持世界领先地位。 探测遥远的“地外文明” 这座巨大的望远镜外形与卫星天线相似，单口径500米，犹如一只巨大的“天眼”，将探测遥远、神秘的“地外文明”。千百年来人类大多是通过可见光波段观测宇宙。事实上，天体的辐射覆盖整个电磁波段，而可见光只是其中人类可以感知的一部分。该射电望远镜可以用来监听外太空的宇宙射电波，其中包括可能来自其他智能生命的“人工电波”；在电力充足的条件下，这只巨大的“天眼”还能发送电波信号，几万光年远的“外星朋友”将有可能收到来自中国的问候。 可寻找第一代诞生的天体 据FAST工程办公室研究人员介绍，项目建成后，它将使中国的天文观测能力延伸到宇宙边缘，可以观测暗物质和暗能量，寻找第一代天体。其能用一年时间发现数千颗脉冲星，研究极端状态下的物质结构与物理规律。而且无需依赖模型精确测定黑洞质量就可以有希望发现奇异星和夸克星物质；可以通过精确测定脉冲星到达时间来检测引力波；还可能发现高红移的巨脉泽星系，实现银河系外第一个甲醇超脉泽的观测突破。 用于太空天气预报 FAST还将把中国空间测控能力由地球同步轨道延伸至太阳系外缘，将深空通讯数据下行速率提高100倍。脉冲星到达时间测量精度由目前的120纳秒提高至30纳秒，成为国际上最精确的脉冲星计时阵，为自主导航这一前瞻性研究制作脉冲星钟。同时，可以进行高分辨率微波巡视，以1Hz的分辨率诊断识别微弱的空间讯号，作为被动战略雷达为国家安全服务。还可跟踪探测日冕物质抛射事件，服务于太空天气预报。 带动中国制造技术发展 FAST研究涉及了众多高科技领域，如天线制造、高精度定位与测量、高品质无线电接收机、传感器网络及智能信息处理、超宽带信息传输、海量数据存储与处理等。FAST关键技术成果可应用于诸多相关领域，如大尺度结构工程、公里范围高精度动态测量、大型工业机器人研制以及多波束雷达装置等。FAST的建设经验将对中国制造技术向信息化、极限化和绿色
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。
1848年建成的辛辛那提天文台折射望远镜影像。 折射望远镜 折射望远镜是一种使用透镜做物镜，利用屈光成像的望远镜。折射望远镜最初的设计是用于侦查和天文观测，但也用于其他设备上，例如双筒望远镜、长焦距的远距照像摄影机镜头。较常用的折射式望远镜的光学系统有两种形式：即伽利略式望远镜和开普勒式望远镜，其优点是成像比较鲜明、锐利；缺点是有色差。 发展历史 折射镜是光学望远镜最早的形式，第一架实用的折射望远镜大约在1608年出现在荷兰，由三个不同的人，密德堡的眼镜制造者汉斯·李普希和杨森、阿克马的雅各·梅提斯，各自独立发明的。伽利略在1609年5月左右在威尼斯偶然听说了这个发明，就依据自己对折射作用的理解，改进并做出了自己的望远镜。然后伽利略将他的发明细节公诸于世，并且在全体的议会中将仪器向当时的威尼斯大公多纳托展示。伽利略也许声称独立地发明了折射望远镜，而没有听到别人也做了相同的仪器。 折射望远镜的设计
架折射望远镜有两个基本的元件，做为物镜的凸透镜和目镜，折射望远镜中的物镜，将光线折射或偏折到镜子的后端。折射可以将平行的光线汇聚在焦点上，不是平行的光线则汇聚到焦平面上。这样可以使远方的物体看得更亮、更清晰和更大。折射望远镜有许多不同的像差和变形需要进行不同类型的修正。 伽利略式望远镜 与伽利略设计出来的原始形式相同的望远镜都称为伽利略望远镜。他使用凸透镜做物镜，和使用凹透镜的目镜。伽利略望远镜的影像是正立的，但视野受到限制，有球面像差和色差，适眼距(eye relief)也不佳。 开普勒式望远镜 开普勒式望远镜是开普勒改善了伽利略的设计，在1611年发明的。他改使用一个凸透镜作为目镜而不是伽利略原来用的一个凹透镜。这样安排的好处是从目镜射出的光线是汇聚的，可以有较大的视野和更大的适眼距，但是看见的影像是倒转的。这种设计可以达到更高的倍率，但需要很高的焦比才能克服单纯由物镜造成的畸变。(约翰·赫维留建造焦长45米的折射镜。)这种设计也使用在显微镜在焦平面上(用于测量被观测的两个物体之间角距离的大小)。 消色差折射镜 消色差的折射镜是在1733年由一位英国律师切斯特·穆尔·霍尔发明的，虽然专利权给了另一位独立发明的约翰Dollond。这项设计使用两片玻璃(有不同色散度的"冕牌玻璃"和"火石玻璃")做物镜，降低了色差和球面像差。两两片玻璃的每一个面都要抛光，然后组合在一起。消色差透镜可以让两种不同波长(通常是红色和蓝色)的光，都能聚焦在相同的焦平面上。 高度消色差折射镜
六年级下期科学第一单元检测题(一) 一、我的选择（选择正确答案的序号填在括号里，每小题3分，共30分） 1、光线从空气进入凸透镜时会 ( )。 A、反射 B、折射 C、不变 2、凸透镜是( )、透明的镜片。 A、中间厚边缘薄 B、中间薄边缘厚 C、一样厚 3、（）的建立，被誉为19世纪自然科学的三大发现之一。 A、细胞学说 B、动力学 C、仿生学 4、蟋蟀的耳朵在 ( )。 A、头部 B、足内侧 C、腹部 5、电子显微镜已经可以把物体放大到 ( ) 倍。 A、200 B、2000 C、200万 6、用显微镜观察玻片标本时，玻片移动的方向和从目镜里看到的方向 ( ) 。 A、相同 B、相反 C、无关 7、显微镜的两个镜片中， ( ) 的焦距更小。 A、目镜 B、物镜 8、昆虫的身体分为头、胸、腹三部分，胸部有对足。 A、2 B、3 C、4 9、凸透镜的凸度越小，它的 ( ) 越小。 A、放大倍数 B、焦距 C、视野 10、使用放大镜、显微镜等工具观察物体，可以获得 ( ) 的信息。 A、更少 B、同样多 C、更多 二、我的判断。（正确的√打，错误的打χ。共20分） 1、圆柱形和球形的透明器皿装水也有放大功能。（） 2、放大镜的放大倍数同它的面积大小有关。（） 3、自然界中的晶体都是从液体中诞生的。（） 4、鱼缸里的水变绿是因为其中有绿藻的缘故。（） 5、微生物对人类只有危害，没有好处。（） 6、人的最高视力也只能看清楚1/3毫米的微小物体（） 7. 细胞是生物生命活动的最基本单位，生物都由细胞组成。（） 8、蝴蝶的翅膀上的彩色小鳞片其实是扁平的细毛。（） 9、微生物是生物，也由细胞组成。（） 10、碱面是粉末状的，它不属于晶体物质。（） 三、连线题，将下列人物同他的成就连起来。（共4分） 列文虎克第一个发现和提出“细胞”这个名称 罗伯特.胡克第一个指出微生物同人类健康的关系 巴斯德设计并制造出了能增进视力的眼 培根制成最早可以放大300倍的金属结构的显微镜 四、科学探究。（共30分） 1、制作食盐和碱面的晶体。并画出食盐、碱的晶体形状。
竭诚为您提供优质的服务，优质的文档，谢谢阅读/双击去除 [世界最大单口望远镜] 世界最大望远 镜 中国科学院国家天文台主导建设，是具有我国自主知识产权、世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜。想知道它到底有多大吗?小编和你一起来探究吧! FAsT简介 FAsT(Five-hundred-meterAperturesphericalradioTelesc ope)500米口径球面射电望远镜位于贵州省黔南布依族苗族自治州平塘县大窝凼的喀斯特洼坑中。500米口径球面射电望远镜被誉为“中国天眼”，由我国天文学家于1994年提出构想，从预研到建成历时22年，于20XX年9月25日
落成，开始接收来自宇宙深处的电磁波。[1]由中国科学院国家天文台主导建设，是具有我国自主知识产权、世界最大单口径、最灵敏的射电望远镜。[2]500米口径球面射电望远镜作为国家重大科技基础设施，“天眼”工程由主动反射面系统、馈源支撑系统、测量与控制系统、接收机与终端及观测基地等几大部分构成。主动反射面是由上万根钢索和4450个反射单元组成的球冠型索膜结构，其外形像一口巨大的锅，接收面积相当于30个标准足球场。利用天然的喀斯特洼坑作为台址，洼坑内铺设数千块单元组成冠状主动反射面，采用轻型索拖动机构和并联机器人实现接收机高精度定位，这是中国‘天眼的三大自主创新。”[1]借助这只巨大的“天眼”，科研人员可以窥探星际之间互动的信息，观测暗物质，测定黑洞质量，甚至搜寻可能存在的星外文明。众多独门绝技让其成为世界射电望远镜中的佼佼者，这也将为世界天文学的新发现提供重要机遇。与德国波恩100米望远镜相比，“天眼”的灵敏度提高了约10倍;与美国阿雷西博350米望远镜相比，“天眼”的综合性能也提高了约10倍。“天眼”能够接收到137亿光年以外的电磁信号，观测范围可达宇宙边缘。从20XX年9月25日起，“天眼”方圆5公里将成为“静默区”。这个庞然大物开始睁开“慧眼” ，专注地捕捉来自宇宙深空的信号。
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，
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 )
望远镜的用途 音乐会，戏剧，体育，户外活动等 适宜选用放大倍率为6-8倍，外形紧凑的望远镜产品。 观赏鸟类 适宜选用放大倍率为7-8倍，物镜直径较大的产品，外形紧凑的望远镜产品。观看足球等大场地的户外比赛 适宜选用放大倍率为7-8倍，物镜直径为20-50毫米的广视野望远镜产品。 在水边或潮湿环境中使用 适宜选用具备防水功能的望远镜产品。 旅游、登山、休闲 同样适宜选用放大倍率为7-8倍，物镜直径较大的产品，外形紧凑的望远镜产品。观看月亮和星星 适宜选用物镜直径较大的产品，放大倍率7-8倍已经足够，当然10倍的更好，较大的物镜直径可以为您带来更明亮和宽广的视野。 7-8倍的放大倍率真的是手持双筒望远镜的黄金放大倍率，余下的就是于物镜直径相匹配的望远镜尺寸、亮度、视角、分辨率等了。 新蛋小贴士：望远镜的常见参数介 绍 （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，距观察者不使用望远镜而直接在100米处肉眼观察该景物的效果是一样的。 （二）物镜直径：物镜直径越大，观测视场、亮度就越大，越有利于暗弱光线下的观测。但直径越大，体积重量就越大，成本就越高。一般可根据需要选用物镜直径在30至50毫米之间的产品。 （三）视场（视场范围）：视场为视场到物镜中心点所测到的角度。所有的双筒望远镜都有各种各样的数字来表示规格。如“8×40 8.8°”，其中8.8°代表视场。 （四）1000米处的视野：即望远镜在1000米处可见区域的宽度。其实和视场反映的是同一个属性，只是更直观，更易理解。 （五）亮度：相对亮度数值是出射光瞳直径的平方。较高的相对亮度能带来明亮的图像。然而，这个亮度数值不能完全的增加照在肉眼上的光亮度，为只有当出射光瞳直径与眼睛的瞳孔直径相一致时通过双筒望远镜的光线才会百分之百的有效。 （六）出瞳直径：是粗略描述成像亮度的参数，该数值可以用物镜直径除以放大倍率得出。在弱光环境下，越大的出瞳直径，可以带来更清晰的图像。 （七）出瞳距离：出瞳距离，是能够看清整个视场时，眼睛与目镜的最后一片镜片之间的距离。近视眼患者是十分关心这个距离的，特别是在他们使用望远镜的
伽利略是利用望远镜观测天体取得大量成果的第一位科学家。[5]1609年，伽利略在知道荷兰人已有了望远镜后，伽利略创制了天文望远镜（后被称为伽利略望远镜），并用来观测天体，发现许多前所未知的天文现象。他发现所见恒星的数目随着望远镜倍率的增大而增加；银河是由无数单个的恒星组成的；月球表面有崎岖不平的现象（亲手绘制了第一幅月面图），金星的盈亏现象；木星有四个卫星（其实是众多木卫中的最大的四个，现称伽利略卫星）。他还发现太阳黑子，并且认为黑子是日面上的现象。由黑子在日面上的自转周期，他得出太阳的自转周期为28天（实际上是27.35天）。1637年在目力很差情况下，他还发现了月亮的周日和周月天平动。[3]这些发现开辟了天文学的新时代。
伽利略第一个用望远镜观察到土星光环、太阳黑子、月球山岭、金星和水星的盈亏现象、木星的卫星和金星的周相等现象，并从实验中总结出自由落体定律、惯性定律和伽利略相对性原理等。从而推翻了亚里士多德物理学的许多臆断，奠定了经典力学的基础，反驳了托勒密的地心体系，有力地支持了哥白尼的日心学说。 这一系列天文发现轰动了当时的欧洲，伽利略在介绍他新发现的两本书《星际使者》（1610）和《关于太阳黑子的书信》（1613）中，都主张哥白尼的日心说。伽利略以观测到的事实，推动了哥白尼学说的传播。当时的意大利仍处于教会的严酷统治之下，许多人不肯承认同《圣经》和亚里士多德著作相违背的新思想、新事物。1613年，哥白尼的《天体运行论》被宗教法庭列为禁书，伽利略也受到警告，要他放弃哥白尼学说。伽利略没有接受警告，继续写作，1632年他的《两大世界体系的对话》出版，激怒了教会。宗教法庭把伽利略传到法庭，并宣判他有罪，并责令他忏悔，放弃自己证明了的学说，禁止《对话》流传。1633年被判处终生监禁，指定居住于佛罗伦萨效区[3]。他在生命的最后几年里仍努力研究。1634年写成一本力学著作——《关于两门新科学的谈话和数学证明》。
赤道仪的使用方法 追踪因日周运动而移动的天体,最简单的方法是使用赤道仪式台架,确实比经纬仪方便得多。只要明白了使用的要领,作目视观则或照相均会产生很好的效果。晚间的星空,以北天极和南天极联机的自转轴为中心,每日旋转一次,称为日周运动。在赤道仪的台架上,把极轴(或称赤经轴)向北天极延长(在南半球时向南天极),就能简单地追踪星星的移动。换句话说,让赤道仪的极轴和地球的地轴平行,这个作业称为极轴调整,使用赤道仪时绝不能忘记,事先要与极轴对准平。 赤道仪的台架分为附有赤经、赤纬微动杆的, 以及附装极轴马达追踪式两种。附有微动杆的比经纬台的星星追踪方便,但须连续手动以便继续追踪,如果预算许可,最好是采用马达追踪式,会方便得多。必须调整赤道仪赤纬轴和极轴全体的平衡。如果平衡状态调节良好,固定螺丝放松时镜筒会静止,赤道仪的运转就会很圆滑,使用起来很平稳。 近年生产商在高级的赤道仪加进了GOTO功能，使用者可以指令望远镜自动指向观察目标。但耗电量大，野外观星时要携带大型蓄电池。 赤道仪的种类有很多。业余天文爱好者最常用的赤道仪有两种：分别是德国式及叉式赤道仪。德国式赤道仪适合折射、反射及折反射望远镜。而叉式赤道仪一般配合折反射望远镜使用。叉式赤道仪比德国式优胜的是不须要平衡锤，减轻仪器重量，方便野外观星。但是业余级数的叉式赤道仪稳定性不及德国式赤道仪。博冠系列望远镜用的赤道仪是德国式的赤道仪(如图)。 那我们就主要讲讲德国式赤道仪的使用方法吧！ (一)赤道仪简介 肉眼可见的天体,用寻星镜就可对准,赤道仪之作微调跟踪之用。而深空天体就必须利用赤道仪的时角、赤纬度盘才能找到。 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。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）对准、观测深空暗天体 第一步：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）制紧螺钉，把主镜旋转到左边或右边。松开平衡锤制紧螺钉,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．松开地平制紧螺钉，转动赤道仪，使极轴（望远镜）指向北方（指南针定向），制紧螺钉。
GOTOSTAR 自动寻星双轴电驱系统使用说明 GOTOSTAR 自动寻星双轴驱动电控系统由自动寻星控制器，赤经微控制驱动电机，赤纬微控制驱动电机，连接电缆等组成。GOTOSTAR 能让您随心所欲使望远镜快速运行到指向目标，轻松快捷，在有限的观测时间内观测更多的天空星体，GOTOSTAR 指向精度高，跟踪平稳，力矩大，不丢步，是赤道仪、经纬仪的最佳伴侣。 一、GOTOSTAR 自动寻星双轴电驱系统标配清单 1.自动寻星控制器(控制器手柄) 1 只 2.赤经微控制驱动电机 1 只 3.赤纬微控制驱动电机 1 只 4.六芯螺旋电缆 2 根 5.RS232 串行电缆 1 根 6.赤经赤纬蜗杆齿轮 2 只 7.220V 交直流转换器(12V，1.25A) 1 只 8.12V直流电源线 1 根 9.M6*40内六角不锈钢螺钉 1 只 10.M6*12内六角不锈钢螺钉 1 只 11.M6内六角搬手 1 把 12.M4内六角搬手 1 把 二、GOTOSTAR 自动寻星双轴电驱系统选配件 1.12V电源线带汽车点烟器插头(5M) 2.电动调焦器组件 3.GPS模块 三、GOTOSTAR 自动寻星双轴电驱系统的安装 (本系统适用的赤道仪有EQ5、CG5、LXD75、LXD55、GP、GPD、JE160、HY5等) 1.用随机配送的M4内六角搬手,将赤经、赤纬蜗杆齿轮分别固定在赤经、赤纬蜗杆伸出轴上,并紧固(齿轮端离底部约3mm,紧固螺钉端朝外）。 2.用随机配送的M6内六角搬手及M6*35mm不锈钢螺钉将赤经微控制驱动电机固定在赤经轴下方。(注意齿轮间隙不要太大,也不要太紧)用M6*12mm不锈钢螺钉将赤纬微控制驱动电机固定在赤纬轴侧面。 四、GOTOSTAR 自动寻星双轴电驱系统电缆的连接 1.将六芯螺旋电缆一端插头插入自动寻星控制器背面六芯插座内,另一端插入赤经驱动电机外壳下方的任一六芯插座内。 2.将另一根六芯螺旋电缆一端插头插入赤经电机外壳下方的任一六芯插座内,另一端插头插入赤纬电机外壳上任一六芯插座内。
波多黎各、美国阿雷西博天文望远镜介绍 （1）简介 阿雷西博天文台位于波多黎各阿雷西博市，是由美国国际斯坦福研究协会（SRI）、宇宙空间研究组织（USRA）和波多黎各城市大学（UMET）,在美国国家科学基金会（NSF）的合作框架下共同运行使用的。该天文台也被称为国家天文和电离层中心（NAIC），尽管从NAIC的字面上看它包括天文台及其操作人员。该天文台由康奈尔大学从上世纪六十年代开始到2011年建造完成。 该天文台射电望远镜口径1000英尺（305米），接收面积73000平方米，是世界上最大的单口径望远镜。望远镜的主要用途为三方面：射电天文学、高层大气物理学和雷达天文学。科学家们试图利用阿雷西博望远镜提出提案，给独立科学委员会进行评估。 该望远镜于1999年在影视节目中开始亮相，并在开始为SETI@home项目收集数据以后，获得普遍认可。它从2008年起被列入美国国家历史名胜名单。 图3.1 阿雷西博天文台天线远景 （2）基本参数及结构 主接收面直径为1000英尺（305米），建在一个卡斯特天坑留下的一个坑洼里。它拥有全球最大的弧形聚焦面，使得阿雷西博望远镜拥有世界上最强的电磁波收集能力。镜面由38778块穿孔的铝质嵌板所构成，每块嵌板长3到6英尺（1~2米），由网状钢缆支撑。 阿雷西博望远镜有三个雷达发射机，有效各向同性辐射功率分别为2380 MHz下20兆瓦（TW）、430 MHz下2.5兆瓦（峰值）、47MHz和300兆瓦。 该望远镜为球面反射镜，半径为870 英尺，而不是抛物反射面。对于瞄准装置，接收机通过移动来拦截由球面从不同方向反射而来的信号。抛物面反射镜在接收机离开原来位置
全球最佳天文照片 Abell 78行星状星云 1、Abell 78行星状星云 Abell 78是由一颗即将死亡的恒星在生命的最后时刻燃烧耗尽氢气层和氦气层时所形成的色彩斑斓的残体。星云外层含有大量的电离态氢，而内层则充满了大量的氦。Abell 78位于天鹅座。本照片拍摄于美国亚利桑那州莱蒙山天文台，采用的是24英寸RCOS Carbon Truss f/8天文望远镜。
范德比尔特-戴尔天文台 2、范德比尔特-戴尔天文台 照片中显示的是范德比尔特-戴尔天文台，以及该天文台上空的国际空间站和“奋进”号航天飞机。本照片于去年3月拍摄于田纳西州，图中圆顶房屋为范德比尔特-戴尔天文台的一景。戴尔天文台拥有24英寸卡尔-赛弗特反射望远镜。国际空间站与“奋进”号航天飞机正前后飞过戴尔天文台的上空，“奋进”号滞后国际空间站约20秒钟。本照片是采用索尼Cybershot F717相机以0.5倍广角镜头拍下的画面。
月球半景照片 3、月球半景照片 本照片是一张月球照片的合成图。月球在太阳系中是地球中唯一的天然卫星。月球的正面永远都是向着地球，其原因是潮汐长期作用的结果。另外一面，除了在月面边沿附近的区域因天秤动而中间可见以外，月球的背面绝大部分不能从地球看见。在没有探测器的年代，月球的背面一直是个未知的世界。月球背面的一大特色是几乎没有月海这种较暗的月面特征。而当人造探测器运行至月球背面时，它将无法与地球直接通讯。原始月球照片由一台宾得K10D相机和一台老式的8英寸星特朗天文望远镜所拍摄。
4、夏威夷哈莱亚卡拉天文台 本照片拍摄于哈莱亚卡拉山天文台的背面。该天文台位于夏威夷的毛伊岛哈莱亚卡拉山上，主要配备的是1.2米的施密特天文望远镜。
世界十大杰出物理学家排名 世界十大杰出物理学家是人们根据物理学家对世 界的贡献而选出的十个杰出代表。 牛顿 艾萨克·牛顿（Isaac Newton，1643.1.4-1727.3.31）——英格兰物理学家、数学家、天文学家、自然哲学家。他在1687年发表的论文《自然哲学的数学原理》里，对万有引力和三大运动定律进行了描述，不过现在人们仍不知道万有引力等力的作用机制。这些描述奠定了此后三个世纪里物理世界的科学观点，并成为了现代工程学的基础。 爱因斯坦 爱因斯坦（Albert Einstein， 1879.3.14-1955.4.18)——美籍德裔犹太人，举世闻名的物理学家，现代物理学的开创者和奠基人，相对论、“质能关系”、激光的提出者，“决定论量子力学诠释”的捍卫者(振动的粒子)——不掷骰子的上帝。2019年12月26日，爱因斯坦被美国《时代》周刊评选为“世纪伟人”。 麦克斯韦 麦克斯韦(James Clerk Maxwell， 1831.06.13-1879.11.5)——19世纪伟大的英国物理学家、数学家。麦克斯韦主要从事电磁理论、分子物理学、统计物理学、光学、力学、弹性理论方面的研究。尤其是他建立的
电磁场理论，将电学、磁学、光学统一起来，是19世纪物 理学发展的最光辉的成果，是科学史上最伟大的综合之一。他预言了电磁波的存在。这种理论预见后来得到了充分的实验验证。他为物理学树起了一座丰碑。造福于人类的无线电技术，就是以电磁场理论为基础发展起来的。 玻尔 尼尔斯·亨利克·戴维·玻尔（Niels Henrik David Bohr，1885年10月7日～1962年11月18日)，丹麦物理 学家。他通过引入量子化条件，提出了玻尔模型来解释氢原子光谱，提出互补原理和哥本哈根诠释来解释量子力学，对二十世纪物理学的发展有深远的影响。玻尔是哥本哈根学派的创始人，哥本哈根大学科学硕士和博士，丹麦皇家科学院院士，曾获丹麦皇家科学文学院金质奖章，英国曼彻斯特大学和剑桥大学名誉博士学位，荣获1922年诺贝尔物理学奖。 亨利·卡文迪许 亨利·卡文迪许（Henry Cavendish，又译亨利·卡文 迪什，1731年10月10日—1810年2月24日），英国物理 学家、化学家。他首次对氢气的性质进行了细致的研究，证明了水并非单质，预言了空气中稀有气体的存在。将电势概念广泛应用于电学，并精确测量了地球的密度，被认为是牛顿之后英国最伟大的科学家之一。在卡文迪许漫长的一生中，他取得了一系列重大发现——其中，他是分离氢的第一人，
揭秘全球十大最大天文望远镜 在1608年10月2日，荷兰官员在认真地思考一项专利申请，这是眼镜店老板汉斯·利伯谢(Hans Lippershey)提交的一项发明，他声称这种装置能够将一定距离的物体看起来如同就在身边，通过它能够放大物体和景象。这就是最早纪录的望远镜概念。几个月之后，意大利物理、天文学家伽利略手中便拿着望远镜进行天文观测。 最初的望远镜非常简单，是由非常小的镜片组成，放在一个手臂长的内空木管中。然而，400年之后的今天，世界上最大的望远镜则要求建造在高耸的山脉上，数吨的钢铁用于支撑巨大的镜面，从而使科学家能够观测太空中广袤的区域。2008年6月，在召开的一次天文学家讨论发言会议上，戴卫·索贝尔 (Dava Sobel)宣称，通过望远镜观测太空是人类作为一种生命体形式完成最杰出的成就之一。 以下是全球十大最大天文望远镜，其中的照片是这些地面上最大的光学/红外线望远镜拍摄完成的。
1、加那列大型望远镜(Gran Telescopio Canarias) 加那列大型望远镜 目前，世界上最大的地面基础望远镜就是加那列大型望远镜，它位于西班牙帕尔马加那列岛屿中的一个小岛上，据称，加那列岛屿安置了多个大型望远镜。该望远镜的镜面直径为10.4米，是由36个定制的镜面六角形组件构成，安装需要精确至1毫米范围。它共投资1.75亿美元，是由西班牙政府、两所墨西哥研究机构和美国佛罗里达州大学共同合作建造的。 在将望远镜组件安装之前，每个组件都被命名为本地群岛中民间传说中的神灵名字，或以岛上动植物名称命名。 加那列大型望远镜拍摄的图片
加那列大型望远镜拍摄的图片 今年8月，加那列大型望远镜的36个镜面组件最后一批安装完成，然而它的第一次亮相是在2007年7月，当时仅安装了12个镜面组件。它观测的第一颗恒星是非常接近于北极星的“第谷1205081”(Tycho 1205081)，之后这个大型望远镜更多捕捉的天文图片是拍摄一组交互式影响的星系——UGC 10923。每次拍摄结果都显示恒星形成区域出现了膨胀，拍摄曝光时间为50秒。
观测攻略之如何选购望远镜 FSQ106-赤道式 FSQ106物镜
Meade203-地平式
目镜 开普勒折射镜原理图 我该买什么样的天文望远镜？ 相信这是每个想买望远镜的同好面临的第一个问题，也是各大天文论坛的相关版面经常能见到的问题。对于这个问题，大家一般都能热心的进行解答，但是常见的解答往往是先问提问者：你准备投资多少
钱？你主要希望观测什么目标？是以目视观测为主还是摄影观测为主？不同的观测对象和观测形式应该选择不同的望远镜……等等。 等到提问者回答了，大家就又热心的帮助，告诉他应该买什么类型的望远镜，参数是什么样的，大约需要多少钱……等等。这样就基本解决了问题。 必须承认，这是对于这个问题的一个比较科学的解答流程。但是，这种解答方式只适用于提问者本身具备一定的观测基础。其实，更多的提问者只是刚刚入门的同好，他们并不知道自己主要会观测什么目标，也不太清楚会常用哪种观测形式，这样问反而有可能把他们问晕，导致最后买不到合适的器材。并且，对于杂志这样的平面媒体，交互性远远不如网络，也不可能针对每一个读者的需求提出建议，因此我倒是觉得，应该换一个思路来推荐器材。 这个思路有一个基本的假设，那就是假定大多数同好在刚入门时对于观测的需求和我类似，观测水平的成长性也和我类似。这样，我
就可以根据自己的情况来制定一个适合多数入门同好的器材购买方案。剩下的一些有比较特殊需求的同好再进行单独讨论。 以折射镜起步 望远镜不外乎三大类——折射式、反射式、折反射式。其中最基础，也是最容易上手的，非折射镜莫属。折射镜的制造成本不是三类中最低的，但它的光路结构是最简单的，也最符合普通人对于望远镜的认识和使用习惯。入门级的折射镜价格便宜，成像清晰锐利，比较明显的缺陷可能只是会有一些色差（什么叫色差我们后面的文章会谈到）。折射镜适用的观测范围非常之大，日常维护却比较省心。这种种优点决定了折射镜是入门级爱好者最适合使用的天文望远镜。 在经济条件允许的情况下，我建议大家购买这么一套装备（第一遍看可能很多名词和参数看不懂，没关系，后面我们会详细解释）： 1、购买知名品牌的产品。国内品牌在价格上有一些优势，国际品牌在质量上可能会略胜一筹，如果你是第一次购镜手头又不是特别宽裕，还是考虑国内品牌吧。 2、主镜口径80mm-102mm，焦距600mm-1000mm。
望远镜介绍 望远镜 世界上最好的望远镜来自德国,俄罗斯仅次于德国, 清晰度好,俄罗斯光学镜片,防辐射,不伤害眼睛,防强光,防紫外线,日常生活中看演出,看风景,看节目,看演唱会,均可正规厂家出的,质量保证, 它由一个凹透镜（目镜）和一个凸透镜（物镜）构成。其优点是结构简单，能直接成正像常见望远镜可简单分为伽利略望远镜，开普勒望远镜，和牛顿式望远镜。 关于倍数：每架望远镜上都标有主要参数，如７＊３５表示该镜为７倍，物镜口径３５mm。一般６倍以下为低倍率，６－１０倍为中倍率，１０倍以上为高倍率。 镜子上诸如8x30的标志是什么意思？ 8x30：——8就是俗称的放大倍率，指的是物体通过望远镜后在视网膜上成像的角放大率。30——物镜的直径，单位是毫米。这是望远镜最主要的指标，假货为了迎合大众追求高倍的心理，大多在这里做文章，例如300x80这样违背基本光学原理的标注；还有的标为8x21倍，这算是比较老实的，但也显然意图进行误导。 关于口径：口径越大，观测视场、亮度就越大，有利于暗弱光线下的观测，但口径越大，体积重量就越大，成本也越高，一般可根据需要在３０－５０mm之间选用。 材料：高级产品及军用型采用全金属结构，价格昂贵，但其坚固耐用性是无可比拟的，采用塑料外壳、迷彩、灰白等颜色，采用普通镜片、棱镜。镀有红膜、绿膜、黄膜，小视场设计，有的还安有小指北针、坐标线，镜身上印着俄文、俄共党徽、大炮、红星等俄罗斯望远镜的特点是无论民用还是军用均为军工厂出品，传统外型，全金属结构坚固耐用，只是民用望远镜上有少量部件用塑料制成，以降低成本，镜身上刻有编号，全部采用优质光学镜片和K4型高级棱镜材料，广角大视场设计，倍数真实， 镜片与棱镜材料均为bak4，与俄镜材料一致。相对熊猫，凤凰等国产镜bak7材料而言透光率更高。与俄镜比，色彩还原能力更强，不偏黄。 关于镀膜：镜片镀膜的作用是为了减少反光，使透光率增加，提高观测亮度。镀膜颜色不同与质量无关，镀膜越淡反光越小越好，反光很强、亮闪闪的各种红膜、黄膜望远镜，物镜镀高级光学红膜，极佳的护目和增光作用；(晚上只要有一定光线就能和白天一样看清楚东西,清晰度强的原因是应为镜片采用bak4材料和镜片制作工艺完美，镜片材料好是主要原因) 蓝膜与红膜的区别 在望远镜物镜上镀制红膜,突破了100多年来望远镜上镀制紫蓝增透膜的概念限制。过去的增透膜大多数是镀制λ/4的ＭｇＦ2薄膜,这样镀制的物镜表面反射减低了,暗淡无光显得很“土气”。现在镀制的红膜物镜是一个带通高反射膜系,在红光部分反射率很高,因而镀制的物镜反射颜色呈现红色,这样整个物镜就显得光彩夺目,与紫蓝增透物镜形成鲜明对照,达到了良好的外观装饰效果,开拓了望远镜的新市场。 蓝膜望远镜透光范围为400～750ｎｍ,红膜物镜透光范围为400～620ｎｍ。相比较而言,红膜物镜的透射波长变短了,故望远镜的分辨力得到了提高,通过检测发现,一般提高15%到25%。这样就使望远镜作一般观察用时,观察效果得到了提高 红膜是一个多层膜系,一般都在10层以上，因此价格要比蓝膜的高一些。 由于人眼的视觉敏感性在暗环境下比明亮环境下要向短波长偏一些。所以红膜望远镜在
天文望远镜的性质 选择天文望远镜的实用教战准则每个喜爱天文、热爱观星的同好大概都既「希望」又「渴望」并「奢望」拥有天文望远镜，每每看到天文杂志上的新型望远镜，眼睛都快突出来了！但是望远镜的种类那麼多，就算预算充足，也总不能每样都买吧（呃…其实是满想这麼做的）！到底要怎样来选购一部适当的望远镜呢？相信这是很多同好心中共同的问题！既然有问题，我们就来解答一下吧！ 一组完整的望远镜是由镜筒部与架台部组成的，镜筒部就是指望远镜本身，有折射式、反射式、折反射式三种。架台部指的是承载望远镜的部份，有经纬仪与赤道仪二种。由於望远镜是获得天体影像的关键，所以本文只讨论望远镜的部份。一部望远镜---不管是何种型式的望远镜，最让人锱铢必较的都是口径的大小，因为望远镜的口径大小，决定望远镜的一切能力。由口径所决定的望远镜「性能」有：a.=焦比、b.=集光力、c.=解像力、d.=极限星等、e.=重量. 焦比：焦比是指望远镜焦距长度与口径的比值，F=f/d。这个比值就是相机镜头上的光圈。如果焦距长度不便，则望远镜口径愈大，焦比就愈小，影像就愈亮。焦比大小在天文摄影上有著非常大的影响，因为如果焦比是别人的二倍，意味著你的曝光时间是别人的四倍。例如f/2的光学系统曝光1秒，可得到正确的曝光，则f/4的光学系统需曝光4秒才会有一样的影像浓度。7 集光力：集光力是指望远镜所收集到的光量与肉眼的比值。一个正常人的瞳孔在完全开放的状态下时，直径约有7mm，一部70mm口径的望远镜，口径的面积与肉眼相比，就是702/72=100倍，也就是说，7公分的望远镜，集光力是肉眼100倍。望远镜的口径愈大，集光力就愈强，也就能看到更暗淡的天体，这也就是为什麼望远镜愈来愈大的原因了。 c.)解像力(θ)：望远镜的倍数愈大，看到的影像也会愈大，但影像变大不见得就能看清楚。望远镜能力范围内所能看到最清楚的细部，就称为解像力，以弧秒为单位。公式是 θ=116”÷D(mm)，所以口径116mm的望远镜刚好可以分辨相距1”的细部，再靠近就无法分辨清楚了，倍数再大都一样。 极限星等(M)：望远镜所能看到最暗的星等称为极限星等。正常视力的人，在黑暗、空气透明的场合最暗可以看到六等星，而口径70mm的望远镜的集光力是肉眼的100倍，它就能看到比六等星再暗五个星等的11等星。望远镜的口径远大於肉眼，自然能看到更暗的星等。极限星等的计算公式是M=1.77+5 例如：口径70mm的望远镜，极限星等是 M=1.77+5㏒70=11.0（等）。 重量：以折射式望远镜为例，物镜口径变大二倍，代表物镜重量最少变成四倍。望远镜的口径愈大，物镜就愈重，就必须用更坚固强壮的镜座来支撑镜片。同时口径愈大，镜筒的相对体积就更大，镜筒也必须同时更坚固强壮。这样的结果可能是一支让赤道仪扛不动的望远镜！而为了节省重量，被迫牺牲掉镜筒的强度，这样做反而是得不偿失的。 价钱：其实这个不叫性能，这个是结果。如重量一项所述，物镜口径变大二倍，代表物镜重量最少变成四倍，但价钱一定会远远超过四倍。不过也不必要这麼悲哀，重量与价钱的问题，在反射式望远镜上就没有这麼严重啦！所以，其实反射式望远镜也是不错的选择。 看过了这些有关望远镜的性能说明后，你是不是比较有选择一部望远镜的概念了？如果还没有，没关系，我们现在就直接了当地告诉你，什麼人该买什麼样的望远镜。` 入门型同好.