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XXVI:天文望远镜选购指南

2019-01-29  星光闪亮...

引言:不同结构的望远镜都有怎样的优势和劣势?与望远镜相关的各种参数对观测而言又意味着什么?在拥有自己的第一台天文望远镜之前,你可能需要了解以下这些事。

 

知识点I:伽利略式折射望远镜

 

1608年荷兰眼镜商汉斯·利伯希在制造出了一台望远镜并申请了专利。1609年伽利略听说后进行了重要的改进,发明了天文望远镜。他使用凸透镜作为物镜,使用凹透镜作为目镜(物体的一端的是物镜,靠近眼睛的一端是目镜)。

这种望远镜叫做折射望远镜。两头厚中间薄的都可以称为凹透镜,两头薄而中间后的就是凸透镜,凹透镜有发散光线的功能,凸透镜有聚焦光线的功能。用凸透镜做物镜,作用就是收集暗弱的星光,而目镜端凹透镜的作用就是将聚焦的星光再分散成平行光,可以在眼睛里成像。

 

知识点II:开普勒式折射望远镜

 

1611年,开普勒对伽利略望远镜作了改进,将目镜端的凹透镜换成了凸透镜,这样做的好处是让目镜射出的光进行汇聚,从而提供了一个更大的视野范围。但同时也带来一个有些头疼的问题,像是上下左右颠倒的。

 

折射望远镜的优点主要是使用方便,视线方向与物体一致,尤其适合寻星和导星,同时也比较适合观测日、月、彗星、行星等天体。

 

折射望远镜最大的缺陷就是色差,即物体边缘会镶上蓝色和红色的边,因为不同波长的光折射率是不同的,所以将物体边缘“染”上了假的颜色。现在的望远镜采用复合镜片试图尽可能消除色差,但事实上对折射望远镜来说要想根治几乎不可能。而且玻璃对近红外光吸收较多,这是很不利的。口径大了以后,焦距会变得很长,整个望远镜会很大很重,不易操作。

 

知识点III:牛顿式反射望远镜

 

第一架反射式望远镜诞生于1668年,由牛顿发明,使用2.5厘米直径的金属,磨制成一块凹面反射镜,并在主镜的焦点前面放置了一个与主镜成45度角的反射镜,这样,光线经过主镜反射并会聚到反射镜位置,再以90度角反射到达目镜。

牛顿式望远镜最大的好处就是重量轻,比较容易造大;没有了透镜就没有折射,也就消除了色差。但是缺点也很明显,反射物镜表面精度要求比较高,磨制起来比较困难;球面镜会产生一定的象差,边缘的像容易变形;镜筒是开放式的,空气流通会影响成像的稳定度,而且小灰尘如果落到物镜上比较难处理;长期使用的话,物镜需要重新镀膜,增加保养成本。


知识点IV:其他反射望远镜系统

 

主焦点系统——物镜的焦点在镜筒口,这种设计在专业望远镜上使用比较多,可以在焦点位置上安装CCD等设备


卡塞格林系统——使用非常广泛的一种结构。传统的卡塞格林望远镜是抛物面主镜,光线汇聚上来后被焦点位置的双曲面副镜180°反射并穿过主镜中心的孔洞,到达目镜。这样的话就跟折射望远镜类似,可以站在后面看了。折叠光学的设计等于增加了焦距,使镜筒的长度可以缩短,更加紧凑。


格里高利系统——卡塞格林使用凸双曲面副镜,格里高利则使用了凹椭球面镜,工艺难度更高,但效果更好。


折轴式——在镜筒边上开口安装目镜,相当于把牛反的目镜往后移了。


知识点V:折反射式望远镜

 

顾名思义,折反射式望远镜光学系统中既有透镜(折射)又有凹面镜或凸面镜(反射)。其中最有名的是施密特式,光线会先经过一块接近平面镜的非球面改正透镜,然后到达底部凹球面反射镜,反射后到达焦面,可以在焦面安装球面镜像卡塞格林式那样径直地反射到物镜的正中间,也可以采用折轴式反射到侧面。

 

施密特望远镜光力强,可见范围大,成像的质量也比较好,解决了折射和反射的主要问题。但是改正镜属于非球面的形状,加工难度大,成本很高。

 


【最重要的望远镜基本参数】

 

知识点VI:通光有效口径D(mm)(简称:口径)

 

望远镜的口径具有决定性作用。极限星等m与物镜面积成正比,即与口径D的平方成正比。m1-m2=2.5lg(D1/D2)^2。比如一架12cm口径的小型望远镜,收集星光的能力就是人眼的400倍,人眼的极限星等是6等,那么这架望远镜理论极限星等约12.5等。

 

知识点VII:焦距F(mm)&焦比

 

第二个指标叫做相对口径,又叫光力,记作A,定义为望远镜物镜口径D和焦距F之比(A=D/F)。不过更常用的是光力的倒数(F/D),被称作焦比,记作F/数字,如F/7.5、F/10等。

 

焦比就是相机镜头上的光圈,数字越小表示光圈越大,反映的也是聚光本领,天体的亮度与光力A的平方成正比,所以光力越大,越有利于观测行星、彗星这种有视面天体。例如,一个口径100毫米焦距1200毫米望远镜焦比是F/12,一架口径200毫米焦距1500毫米望远镜的焦比是F/7.5。焦比7.5的望远镜会显得更“亮”些,更适合拍照。

 

知识点VIII:分辨率(θ)

 

望远镜分辨率是指望远镜能够分辨有视面天体(如日、月、行星、彗星等,又称延展天体)细节或区分开两个点光源的能力,数值越小,表示分辨本领越高。

 

计算分辨率的经验公式为θ=1.22λ/D,λ指光源的波长,D为望远镜口径。如果取肉眼最敏感的波长550nm,D以毫米为单位,那么目视观测分辨角大概是140″/D,单位是角秒。人眼瞳孔是6mm,所以肉眼分辨率大概就是23个角秒;口径10cm的望远镜分辨率大约为1.4″。

 

知识点IX:放大率G

 

放大率定义为物镜焦距F与目镜焦距f之比。如果你想获得更大的放大率,在物镜不变的前提下,只要换个焦距更小的目镜就好了。例如,一架口径100mm,焦距1000mm的望远镜,使用20mm目镜时放大倍数是50倍,使用9mm目镜是放大倍数就算是111倍。但是焦距越小意味着目镜的口径就越小,换句话说光通量就越小,因此放大率大到一定程度,画质会变差,通常不超过300倍为宜。

 

知识点XI:视场ω

 

视场指望远镜成像良好的区域所对应的天空角直径范围,用度分秒表示。它和望远镜的口径、焦距、放大率都有关系。初步计算公式为:tan(ω/2)=D/F,更严格地,把 ω’定义为目镜工作视场直径,则有tan(ω/2)=tan(ω’/2)/G。口径越大,倍率越低,获得的视场也越大。

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