望远镜的基本原理

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
在满足一定设计条件时，还可消去球差和彗差。

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，可用视场也不大。

口径小于8厘米的双透镜物镜可将两块透镜胶合在一起，称双胶合物镜，留有一定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说，结构非常简单，光能损失少。

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说，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，使用方便，易于维护，中小型天文望远镜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难得多，因为冶炼大口径的优质透镜非常困难，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。

二、反射望远镜
反射望远镜是用凹面反射镜作物镜的望远镜。

可分为牛顿望远镜卡塞格林望远镜等几种类型。

其中牛顿望远镜的原理是使用一个弯曲的镜面将光线反射到一个焦点上。

这种设计方法比使用透镜将物体放大的倍数高出数倍。

它采用抛物面镜作为主镜，
光进入镜筒的底端，然后折回开口处的第二反射镜（平面的对角反射镜），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，
如图3所示。

牛顿反射望远镜用平面镜替换昂贵笨重的透镜收集和聚焦光线，从而降低了成本。

图3
牛顿反射望远镜系统拥有焦距长达1000mm而仍然相对地紧凑和便携。

因为主镜被暴露在空气和尘土中，牛顿反射器望远镜要求更多维护与保养。

然而，这个小缺点不阻碍这个类型望远镜的大众化，对于那些想要一台价格经济，但仍然可以解决观测微弱，遥远的目标的用户来说，牛顿反射望远镜是一个理想的选择。

由于光学系统的原理，牛顿望远镜的成像是一个倒像，倒像并不影响天文观测，因此牛顿反射望远镜是天文学使用的最佳选择。

通过正像镜等附加镜头，可以将图像校正过来，但会降低成像质量。

卡塞格林望远镜有抛物面镜的主镜，和双曲面的次镜将光线反射并穿过主镜中心的孔洞，折叠光学的设计使镜筒的长度紧缩。

在小望远镜和照相机的镜头，次镜通常安装在封闭望远镜镜筒的透明光学玻璃板上的光学平台。

这样的装置可以消除蜘蛛型支撑架造成的"星状"散射效应。

封闭镜筒虽然会造成集光量的损失，但镜筒可以保持干净，主镜也能得到保护。

它利用双曲面和抛物面反射的一些特性，凹面的抛物面反射镜可以将平行于光轴入射的所有光线汇聚在单一的点上－焦点；凸面的双曲面反射镜有两个焦点，会将所有通过其中一个焦点的光线反射至另一个焦点上。

这一类型望远镜的镜片在设计上会安放在共享一个焦点的位置上，以便光线能在双曲面镜的另一个焦点上成像以便观测，通常外部的目镜也会在这个点上。

抛物面的主镜将进入望远镜的平行光线反射并汇聚在焦点上，这个点也是双曲线面镜的一个焦点。

然后双曲面镜将这些光线反射至另一个焦点，就可以在那儿观察影像，如图4所示。

图4
反射望远镜的主要优点是不存在色差，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%，因而除光学波段外，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，主焦点式反射望远镜的相对口径约为1/5-1/2.5，甚至更大，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1.34米的光学望远镜全部是反射望远镜。

一架较大口径的反射望远镜，通过变换不同的副镜，可获得主焦点系统(或牛顿系统)、卡塞格林系统和折轴系统。

这样，一架望远镜便可获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。

三、折反射望远镜
这种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射元件，可以避免困难的大型非球面加工，又能获得良好的像质量。

比较著名的有施密特望远镜，如图5所示。

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，使光束的中心部分略有会聚，而外围部分略有发散，正好矫正球差和彗差。

图5
马克苏托夫望远镜的光学系统，由一个凹球面反射镜和加在前面的一块改正球差的透镜组成，如图6所示。

改正透镜是球面的，它的两个表面的曲率半径相差不大，但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。

适当选择透镜两面的曲率半径和厚度，可以使弯月透镜产生足以补偿凹球面镜的球差，同时又满足消色差条件。

在整个系统中适当调节弯月透镜与球面镜之间的距离，就能够对彗差进行校正。

马克苏托夫望远镜光学系统的像散很小，但场曲比较大，所以必须采用和焦面相符合的曲面底片。

弯月透镜第二面的中央部分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，构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分镀铝构成马克苏托夫-卡塞格林系统。

图6
除了施密特望远镜和马克苏托夫望远镜，还有这两种望远镜的衍生型，如超施密特望远镜，贝克―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(甚至可大于1)，光力强，视场广阔，像质优良。

适于巡天摄影和观测星云、彗星、流星等天体。

小型目视望远镜若采用折反射卡塞格林系统，镜筒可非常短小。