天文望远镜原理(2009-05-05 20:11:58)
天文望远镜的光学原理
天文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，根据光学原理，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。
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
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，现分別讨论：
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，不会被污垢空气侵蚀，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了。
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。
反射望远镜的缺点
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不容易了。
3.主镜便形温度变化和机械因素，使主镜变形，焦点也跟着改变，形成球面差，球面差就是主镜旁边线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驴或银，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量随时超过市面出售的三吋折射望远镜。至于选择何种类型的望远镜则是根据天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以下的折射望远镜已足夠作普通观测研究的用途。如果兴趣是观察行星或双星，便应该设计八吋口径而放大倍数高的反射望远镜，因为如此大口径的折射镜十分难制造，价钱非常昂贵，而且又非常笨重。从经济和难度考虑，初学者最适宜自制反射式望远镜。
反射望远镜的设计
反射望远镜有数种设计，现在只谈谈结构简单的牛顿式。
牛顿式望远镜最主要的结构是一块镀上反射物质的球面或拋物面玻璃。球面镜作用是把星星来的平行光反射聚焦一点，然后靠一块细小光学平面镜放置于焦点前，把光作90度角的反射至望远镜筒的边缘，再由一块凸透镜将形像放大，便获得普通望远镜应有的效果。不过球
面镜中心和旁边的反射角不同，故此成像并不完全聚焦于同一点上，而形成球面差；但拋物面却可矫正这缺点，使离开光轴较远的光线也可以同时聚于焦点上，因此实际上牛顿式望远镜主镜乃拋物线面。球面镜成像抛物面成像
设计望远镜时要考虑到它的实际用途，我们是用来观察或是摄影的，我们要求的放大倍数等等，这便要介绍一下影响望远镜用途的各种因素。
放大倍数1 吋= 25.4 毫米(mm) 直徑(吋) 直徑(mm) 最低有效倍數最高有效倍數
1 25 3.5 50
2 51 7 100 2.5 6
3 9 125 3 76 10 150
4 100 14 200 6 150 21 300 8 200 28 400 10 250 3
5 500 12 300 42 600
望远镜的放大倍数是物镜和目镜焦距之比。即物镜焦距越长，放大倍率越高；目镜焦距越短，放大倍率越高。放大率亦可以量度入射瞳孔和出射瞳孔的直径求得，入射瞳孔通常即望远镜物镜直径。放大倍数越低，影像越清晰，最宜观测暗星云。放大率高则可用来看行星表面的细微结构，但光度很弱。每枝望远镜的最高有效放大倍数是物镜直径的50倍。例如六吋口径望远镜便可放大到300倍。虽然天文望远镜的物镜焦距是不能改变的，但望远镜放大倍数则不是固定的，它可以通过变换目镜焦距的方式而获得不同的倍率。但目镜制造困难，多数购自光学商店，业余制镜者只自制主镜部份。即：放大倍数=物镜焦距/目镜口径=入射瞳
孔直径/出射瞳孔直径
焦比(Focal Ratio) 望远镜放大倍数不能无限制的增加，即目镜不能太短；最短约四毫米，主镜焦距亦不能太长，究竟焦距长度如何决定呢？通常焦距和物镜直径的比例不能超过一个数值，它们的比值称为焦比，焦比是用来表示望远镜的特性的指标，焦比即照相机上的光圈，焦比值多数定于2.5 和1 1 之间。例如六吋望远镜焦距最长可达66 吋，最短是15 吋。焦比的限制是和望远镜的曲率有关，焦比大，球面和拋物面值相差不远，主镜磨成球面便行。但焦比太大，镜筒便会很长，搬运不方便，脚架制作也不容易。焦比短，球面主镜便不能把平行光聚于一點，形成球面差，那时要将球面修改成拋物面就颇费功夫。另一方面，照相曝光时间和焦比的平方成正比，所以焦比值越小曝光时间越短，拍摄暗星体时便很有用，故多用作观测或拍摄星云、星团。焦比大，焦距长度增加，放大倍率高，故此多用作观测行星。即：焦比=焦距/物镜直径（通常会写成F/或F值）
集光本领(Light Gathering Power) 直径直径集光本领极限星等吋毫米倍星等
2.5 63 81 10.8 3 76 118 11.2 4 100 204 11.8 6 150 459 1
3.0 8 200 820 13.3 10 250 1300 13.8 12 300 1800 1
4.2 14 350 2500 14.5 16 400 3300 14.8 18 450 4100 1
5.1 20 500 5100 15.3
望远镜口径越大，集光力愈强，可以看见星星的数目亦增加，集光力是收音机收集光线比眼睛强多少倍的意思。集光本领乃望远镜物镜直径平方和瞳孔直径平方之比。人的瞳孔，日间受光影响，故收缩，晚上则尽量扩大，直径伸缩由四毫米至八毫米，平均值是七毫米。望远镜比肉眼大上许多倍，以一枝150 毫米即六吋口径反射镜来记算，就比肉眼看东西明亮495 倍。当然望远镜口径大还可以观察到更加暗的星星，口径和星等的关系如右。人的瞳孔是固定的，所以要增加集光本领就唯有向物镜直径打主意，造一枝大口径望远镜。但大口径镜的球面和拋物面值相差颇大，一定要磨成拋物面，初学者未掌握好磨镜技术的话，因该以小口
径开始。另外大口径望远镜又必须做一座重型精密、稳定性高的脚架，否则在调校光轴，对准星体时就会出现困难。而机械制作所花的时间可能还比磨镜还多，怎样可令至初学者兴趣慢慢减低。而搬运如此重的装备往郊外观测也很成问题。经历数次辛劳后，望远镜可能被放置在屋角去渡其晚年。
即：集光本领=物镜直径（mm)平方/49 极限星等=1.77+5xlog物镜直径（mm)=8.8+5xlog 物镜直径（吋）
分辨本领(ResolvingPower) 直径直径分辨本领吋毫米弧秒
2.5 63 1.82 3 76 1.52 4 100 1.14 6 150 0.76 8 200 0.57 10 250 0.46 12 300 0.38 14 350 0.33 16 400 0.29 18 450 0.25 20 500 0.23
集光本领，放大倍数并不能表达望远镜的质量，望远镜质地取决于它的分辨本领，它就是分开两颗很相近的双星的最高能力。分辨力高，星像清晰的六吋镜会远比只得集光力强的大口径十吋镜实用得多。天文观察要求光学质量最高，若大口径镜只看见模糊的星像，用处就不大，只可用来看看风景吧! 英国业余天文学家杜氏(Dawes)根据观测双星的经验，记算出望远镜口径的最高分辨能力，这就是著名的杜氏极限(Dawes\' Limit)。六吋口径望远镜，分辨本领最高是0.76 弧秒，虽然因星空观察受大气流动影响，而会使分辨本领降至一弧秒，但已经比肉眼只可分辨两颗距离一弧分以上双星的能力要大上六十倍。以天文爱好者的需要和能力来决定定，初学者最适宜自制一枝六吋口径，48 吋焦距，焦比是八的牛顿式望远镜，因为主镜只需要磨成一個球面，镜筒短，脚架制造比较容易。若喜欢轻巧和方便携带的可造一枝120 毫米口徑，720 毫米焦距，即f/6 的望遠鏡。
计算方法：分辨本领=116/物镜直径（mm) (单位：弧秒）=4.56/物镜直径(吋) (单位：弧秒)
望远镜的工作原理 望远镜是如何工作的 1.1 光线的聚集和图像的形成 光学望远镜是利用了两种现象： 光线的反射，由镜面产生（图1）和光线的折射，由透镜产生（图2） 图1：光线通过平面反射 折射是光线从一种介质传播到另一种介质时产生的光线弯曲。它遵守Snell定律： n1sinθi=n2sinθr (1) 这里的n是折射率，是光线所穿过的材料的特征属性： n=1.0000 理想的真空 n=1.0002 空气 n=1.5 玻璃 n实际上是光线在真空中的速度与光线在介质中的速度的比值。图2是一个n2> n1的例子。 图2：光线在两种介质的边界发生折射 图3将告诉你如何制作一个透镜。标定的距离 f 是透镜的焦距，一个位于“无限远”处的物体将成像在透镜后面距离为 f 的地方。我们在第2节中将会知道，望远镜是一些光学元件的组合。许多设计都包含折射和反射光学元件，但是为了简化后面的介绍，我们举例的望远镜只包含透镜。实际上，就我们的目的而言，反射和折射是等效的，从某种意义上说，一个人在原则上可以建造一个只使用透
镜的系统或是只使用反射镜的系统，而这两者在光学上来说是不可分辨的。当我们拿一个透镜收集来自遥远天体的光线从而得到图像的时候，就已经建造了基本的天文折射望远镜。 图3：透镜的折射 1.2 成像的大小依赖焦距的长短 注意我们到现在为止描述的折射望远镜是没有目镜的，因此它将不允许一个人直接看到它已经产生的图像，因为人类的视觉系统不适用于已经汇聚了的光线。虽然如此，我们简单的仪器实际上是个望远镜。如果想看到像是如何形成和在哪里形成的，你可以拿一片白色的纸或者一张照相底片放在焦点上。图4显示的就是两颗在天空中角距为θ的星，和它们正在被观察的样子。 图4：焦平面 由于相似三角形中θ是不改变的，所以星在图像上的分离大小与它们在天空中角距是成正比的。 图5：角距离转化为线距离 同时，从图5中可以看出： tanθ=d/fobj (2) 这里d是所成图像中星星们之间的线距离，fobj是透镜的焦距。现在，（物理学家们总爱耍一些这样的小把戏），因为这些星必然都很远，θ是如此之小， tan θ≈θ。这样， θ=d/fobj ＝＝》1/fobj＝θ/d
?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。
*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。
望远镜的基本原理 望远镜是一种用于观察远距离物体的目视光学仪器，能把远物很小的张角按一定倍率放大，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晰可辨。所以，望远镜是天文和地面观测中不可缺少的工具。它是一种通过物镜和目镜使入射的平行光束仍保持平行射出的光学系统。一般分为三种。 一、折射望远镜 折射望远镜是用透镜作物镜的望远镜。分为两种类型：由凹透镜作目镜的称伽利略望远镜；由凸透镜作目镜的称开普勒望远镜。两种望远镜的成像原理如图1所示。 图1 伽利略望远镜是物镜是凸透镜而目镜是凹透镜的望远镜。光线经过物镜折射所成的实像在目镜的后方（靠近人目的后方）焦点上，这像对目镜是一个虚像，因此经它折射后成一放大的正立虚像。伽利略望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距的比值。其优点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起、中间用一个螺栓钮可以同时调节其清晰程度的装置，称为“观剧镜”；因携带方便，常用以观看表演等。伽利略发明的望远镜在人类认识自然的历史中占有重要地位。其优点是结构简单，能直接成正像。 开普勒望远镜由两个凸透镜构成。由于两者之间有一个实像，可方便的安装分划板，并且各种性能优良，所以目前军用望远镜，小型天文望远镜等专业级的望远镜都采用此种结构。但这种结构成像是倒立的，所以要在中间增加正像系统。正像系统分为两类：棱镜正像系统和透镜正像系统。我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。这种系统的优点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，成本较高。 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透镜和一块火石玻璃制成的凹透镜组成，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，如图2所示。 图2
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。
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 )
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》。
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。 至于选择何种类形的望远镜则视乎个别天文爱好者的需要和喜爱而定。通常一枝四吋以下的折射望远镜已足够作普通观测研究的用途。若果兴趣是观察行星或双星，便应该设计八
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。
【自制天文望远镜】自己如何制作望远镜图解天文望远镜DIY步骤 如何自制望远镜 望远镜实际上就是一个使远处的物体看起来变近的工具。为了实现这个功能，望远镜上有一个装置（物镜，也叫作主镜）可以收集远处物体发出的光，并将光线（图像）传到另一个装置（目镜透镜）的焦点处，后者会将图像放大并传到您的眼里。按照以下的步骤，您就能自己在家里制作出一个简单的望远镜：两片放大镜——直径大约在2.5——3厘米之间（如果其中一片放大镜比另一片大些，效果会更好）一个纸筒——用纸巾或者礼品包装纸卷成筒状（长一些会比较好） 胶带 剪刀 一把直尺、码尺或者卷尺 印有内容的纸——报纸或者杂志都可以 按照以下步骤来组装望远镜： 拿出两片放大镜和一篇打印好的文章。 将一片放大镜（大的那一片）放在您和纸之间。文章上的影像看起来会很模糊。 将另一个放大镜放在您的眼睛和第一个放大镜之间。 前后移动第二片玻璃，直到印刷内容看起来非常清晰。您将注意到文章看起来变大了，并且是倒立的。 请一个朋友帮助测量两片放大镜之间的距离，并记录下来。 在纸筒靠近前端开口处大约2.5厘米的地方剪一个槽。不要将卷筒剪穿。这个槽应能够容纳较大的那片放大镜。 在纸筒上再剪一个槽，这个槽与第一个槽之间的距离等于您的朋友所记录的距离。这是放置第二片放大镜的地方。 将两片放大镜放在相应的槽上（大的放在前面，小的放在后面），并用胶带将它们固定好。 在较小的放大镜后面留大约1——2厘米的卷筒，将多余的卷筒剪掉。 用这个望远镜来看印有内容的纸张，以检查它是否制作成功了。您也许要花点精力来确定两个镜片之间的准确距离，从而使图像能够聚焦。 您已经制作成了一个简单的折射望远镜！有了这个望远镜，您就可以用它来观察月亮、一些星团和地球上的东西（比如鸟）。 以上就是普通望远镜的制作方法，接下来让我们一起看看如何制作更专业的天然望远镜。 【图解教程】自制天文望远镜
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
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，
探究天文望远镜原理与制作 深圳中学高二（4）班研究性学习论文报告组长：刘锦泰组员：吴学阳王腾翔吴耀宏宋昊刘洪元余伟航
内容摘要：小组成员通过收集学习探讨研究总结，深入了解天文望远镜的内外结构及光学成像原理，并利用学习得到的知识进行自主设计及制作天文望远镜，并由此提高了研究性学习探究能力及动手能力。这是从意识到实践的一次重要尝试，对我们日后的学习生活将会起到积极的作用。 关键词：中学生天文望远镜自制DIY 光学
前言 天文望远镜，通过光学成像的方法使人看到远处的物体，并且显得大而近的一种仪器。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。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。借此，我们以一个高中生的角度，深入的探究天文望远镜的结构、性能、历史、发展……以期从中学习到许多光学知识，同时制作的经验能为广大的天文爱好者作为借鉴。 天文望远镜的发展历程十分的漫长，1608年，荷兰眼镜商人李波尔赛偶然发现用两块镜片可以看清远处的景物，受此启发，他制造了人类历史第一架望远镜。 1609年，伽利略制作了一架口径4.2厘米，长约1.2米的望远镜。他是用平凸透镜作为物镜，凹透镜作为目镜，这种光学系统称为伽利略式望远镜。伽利略用这架望远镜指向天空，得到了一系列的重要发现，天文学从此进入了望远镜时代。 1611年，德国天文学家开普勒用两片双凸透镜分别作为物镜和目镜，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开普勒式望远镜。现在人们用的折射式望远镜还是这两种形式，天文望远镜是采用开普勒式。 需要指出的是，由于当时的望远镜采用单个透镜作为物镜，存在严重的色差，为了获得好的观测效果，需要用曲率非常小的透镜，这势必会造成镜身的加长。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，建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。但是，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。 ………… 以上皆为众多实验的缩影，此后，对于天文望远镜的制作和研究进入了近现代的历程。天文望远镜的知识不断得到补充和扩展，望远镜的发展更加的迅猛。同时，众多睿智的科学家对于天文望远镜的细微的巧妙的改造使得望远镜更加的
一、折射式望远镜 上图为开普勒望远镜原理光路图。从天体射来的平行光线，经物镜后，在焦点以外距焦点很近处成一倒立缩小实像a′b′。目镜的前焦点和物镜的焦点是重合的，所以实像a′b′位于目镜和它的焦点之间距焦点很近的地方，目镜以a′b′为物形成放大的虚像ab。当我们对着目镜观察时，进入眼睛的光线就好像是从ab射来的。显然，图中ab的视角β远大于直接用眼睛观察天体的视角a，所以，从望远镜中看到的天体使人觉得离自己近看得更清楚。 开普勒望远镜系统是目前应用最广泛的望远镜光学系统，实际应用中还需要增加正像系统，作为双筒望远镜，一般是通过棱镜来实现，根据棱镜种类的不同，分为保罗式和屋脊式，棱镜的作用是在获得正像的同时，使光线在有限长度的镜筒内反复迂回，从而大大缩短光路，这一点对于手持式望远镜是非常重要的，早期的望远镜的物镜甚至需要吊在桅杆上，人们不可能把这样的望远镜随身携带，随意观测的。 下图为伽利略望远镜原理光路图。作为目镜的凸透镜改为凹透镜，从而使人眼睛接收到一个正立的虚像。伽利略望远镜是一种古老的观剧望远镜，能直接成立正像，但视场较小，现在一般应用于玩具望远镜，以及外观精美的观剧望远镜，高倍单筒望远镜等更倾向于作为工艺礼品的望远镜产品。 二、反射式望远镜
使用凹面主镜采集光线反射形成图像，上图是典型的牛顿反射式天文望远镜，光线被反射到镜筒内一块小的平板反射副镜到目镜成像观测。 反射式望远镜能以较低的成本获得较大的口径，从而获得较好的集光力，同时能很好的控制色差，因此至今仍被广泛应用于天文望远镜系统。 三、折反式望远镜 施密特结构 马克苏托夫结构 折反射望远镜的物镜是由折射镜和反射镜组合而成。主镜是球面反射镜，副镜是一个透镜，用来矫正主镜的像差。此类望远镜视场大，光力强，适合观测流星，彗星，以及巡天寻找新天体。根据副镜的形状，折反射镜又可以分为施密特结构和马克苏托夫结构，前者视场大，像差小；后者易于制造。
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。
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。
怎样制作一个简易的天文望远镜? 2009-12-14 00:19 制作材料：100度老花镜（100度的老花镜焦距是100CM、200度的老花镜焦距是50CM，到眼镜店就可以买到）、纸筒（如果要有塑料或者金属的也行）、目镜（可以用放大镜代替，目镜的直径要小点，找眼镜店的打磨一下） 将所有镜片都搞定了，制作一个100CM长的纸筒，在一端放上主镜100度的老花镜，再在另一端放上目镜，自己找东西固定住。 使用时只要来回伸缩目镜就行了。 主镜的直径愈大，收集的光就愈多，就是可以看到暗暗的星星。 其它方法： 材料：大凸透镜（物镜）、小凸透镜（目镜）、手电筒、厚纸板、胶水、尺等步骤一：将大凸透镜（物镜）固定，在透镜后方放置一纸片，以手电筒照射透镜，移动纸片观测透镜焦点。 步骤二：重复步骤一，将大凸透镜（物镜）换成小凸透镜（目镜），观测透镜焦点。 步骤三：设计一可变焦之望远镜。 步骤四：以自制之望远镜观看尺之最小格线(0.1 cm)，移动尺与望远镜间之距离，观察最远可辨识尺之格线的距离。
----------------------------------------------------------------------------- 普物实验－望远镜制作 原理回顾 1. 折射式望远镜 折射式望远镜的光学系统，实质上与显微镜一样。二者都是由目镜观看物镜所造成的像。它们的差别是：望远镜是用来看长距离的大物体，而显微镜是用以观看眼前的小物体。 下图说明天文望远镜的构造和原理。物镜使物体O行成缩小的实像I。I’是I 经由目镜所造成的虚像。与显微镜的情况相同，I’可以呈现於眼睛之近点与远点间的任一位置上。实际上，望远镜所观看的物体离仪器非常远，所以它造成的像I之位置几乎就在物镜的第二焦点上。此外，若I’这个像在无穷远处，则I 位於目镜的第一焦点。因此，目镜与物镜间的距离（亦即望远镜的镜筒长度）便等於物镜与目镜的焦距之和。 望远镜的角放大率之定义为：最后的像I’对眼睛所张之角与物体对裸眼所张的角之比值。这比值可表为物镜与目镜的焦距之比，其推理方式如下。上图中，通过物镜第一焦点F1，并通过目镜第二焦点F2’的光线，用粗线画出以示强调。物体（未画出）对物镜所张的角是u，他对裸眼所张的角度也是这个值。此外，由於观察者的眼睛在焦点F2’右侧不远处，所以最后的像对眼睛所张的角等於u’。ab与cd这两段距离显然相等，并等於像I的高度y’。由於u与u’ 都很小，可以用它们的正切值代替它们（u=tanu）。由F1ab与F2’cd两个直角三角形可得 因此， 於是，望远镜角放大率等於物镜焦距除以目镜焦距之商。负号显示所成的像是倒像。 2. 双筒望远镜 若这望远镜是用来做天文观测的，那麼倒像并非缺点；可是我们希望望远镜能形成正立的像。稜镜双筒望远镜(prism binocular)可以达成这目的，下图显示其剖视图，其中的物镜与目镜之间，有一对45°-45°-90°全反射稜镜。在稜镜斜面上发生的四次反射，把像倒过来，而成为正立像。 3. 反射式望远镜 反射式望远镜里，一凹面镜代替透镜作为物镜，如下图所示。这种装置在大型望远镜方面，有许多理论上及实际上的优点。反射面镜根本不会有色像差，而且消除它的球面像差比消除透镜的要容易多。镜面不须采用透明材料，而且反射镜可以做的比透镜坚固，因为透镜只能由边缘支持。世界上最大的反射式望远镜之镜面直径超过5公尺。由於像形成於入射光线所经区域的一部份，所以只有把
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、解读力强、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，因为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