天文望远镜的光学性能
望远镜和显微镜的光学性能
6、有两个双胶合组构成的物镜： 有两个双胶合组构成的物镜：
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第二节 望远镜物镜
（二）反射式望远镜物镜：主要应用于天文望远镜，有以下三种形式： 反射式望远镜物镜：主要应用于天文望远镜，有以下三种形式： 牛顿系统： 1、牛顿系统：
2、格力高里系统
3、卡塞格林系统
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Байду номын сангаас
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第二节 望远镜物镜
1、视放大率 2、线视场 3、出瞳直径与出瞳距离 4、工作距离
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第六节 显微镜的物镜和目镜
一、显微镜物镜： 显微镜物镜：
（一）消色差物镜 1、低倍消色差物镜 2、中倍消色差物镜 3、高倍消色差物镜 浸液物镜，如下图所示： 4、浸液物镜，如下图所示：
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第六节 显微镜的物镜和目镜
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第四节 望远镜尺寸的计算
光学系统外形尺寸计算的主要内容包括： 光学系统外形尺寸计算的主要内容包括：
1、拟定光学系统的原理图 2、确定每个透镜组的光学特性 3、选择系统成像光束的位置 4、选定系统中每个透镜组的型式
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第四节 望远镜尺寸的计算
一、光学系统的技术要求 二、拟定系统的原理方案 三、光学系统的外形尺寸计算
二、视场角
视场角代表望远镜能够同时观察到的最大范围
三、出瞳直径：
和出瞳直径直接相关的是仪器的主观光亮度。 和出瞳直径直接相关的是仪器的主观光亮度。
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第一节 望远镜的光学性能和技术条件
四、出瞳距离lz’ 出瞳距离lz’ 分辨率α 五、分辨率α 视差角ε 六、视差角ε
天文望远镜光学fwhm的定义
天文望远镜光学fwhm的定义在天文学领域中，望远镜的光学性能是极其重要的。
其中，光学分辨率是衡量望远镜观测质量的一个关键指标。
而光学fwhm（full width at half maximum）则是衡量望远镜分辨率的重要参数。
光学fwhm定义为望远镜观测到的天体图像直径的一半。
具体来说，当望远镜观测到的星点图像的光强度下降到峰值强度的一半时，星点图像的直径即为光学fwhm。
换句话说，光学fwhm可以理解为望远镜所能分辨的最小空间尺度。
一个好的望远镜应该具备较小的光学fwhm，因为它能够提供更高的分辨率和更清晰的图像。
对于天文观测来说，高分辨率是非常重要的，因为它能够揭示更多的细节和结构。
例如，使用具备较小光学fwhm的望远镜，我们可以看到更多的恒星、星系和行星的细节，甚至可以观测到更暗淡的天体。
光学fwhm的大小取决于多个因素，其中最重要的是望远镜的口径和光学设计质量。
望远镜的口径决定了其收集光线的能力，而光学设计质量则决定了望远镜的成像质量。
当口径越大，光学设计质量越好时，光学fwhm越小，分辨率越高。
大气条件也会对望远镜的光学fwhm产生影响。
大气湍流会引起光线的折射和散射，导致星点图像的扩散和形变。
这种大气湍流效应被称为大气瑞利散射，是制约地面望远镜分辨率的主要因素之一。
为了减少大气湍流引起的影响，天文学家常常将望远镜建在高海拔地区或者使用自适应光学系统，以提高观测质量。
光学fwhm是衡量望远镜分辨率的重要参数，它可以反映望远镜的观测质量和成像能力。
较小的光学fwhm意味着更高的分辨率和更清晰的图像，对于天文学研究来说具有重要意义。
通过不断改进望远镜的口径和光学设计，以及减少大气湍流的影响，我们可以进一步提高望远镜的光学fwhm，拓展我们对宇宙的认知。
天文望远镜旳等级划分
天文望远镜旳等级划分
天文望远镜的等级划分通常根据其光学性能或观测能力来区分。
以下是常见的天文望远镜等级划分：
1. 起步级望远镜（Entry-Level Telescope）：这类望远镜通常是初学者使用的入门级产品，价格相对较低。
它们可以提供一定的观测能力，让使用者初步了解天文观测的基本原理。
2. 入门级望远镜（Intermediate-Level Telescope）：这类望远镜具备更高的光学性能，可以提供更清晰的图像质量和更好的观测能力。
它们通常有较大的口径和更高的放大倍率，适合进一步深入天文观测。
3. 高级望远镜（Advanced-Level Telescope）：这类望远镜具备优秀的光学性能和先进的观测技术，可以提供更高分辨率的图像和更精确的观测结果。
它们通常具有较大的口径、更复杂的设计结构和更高的放大倍率，适合专业天文学家或经验丰富的观测者使用。
4. 专业级望远镜（Professional-Level Telescope）：这类望远镜是为专业天文观测而设计的高端设备。
它们通常具有极大的口径、非常复杂的光学系统和精确的机械结构，可以用于高精度的天文研究和观测。
需要注意的是，以上等级划分仅为一种常见的分类方式，并不能涵盖所有情况。
望远镜的等级划分还可能因不同的应用领域、具体规格要求等而有所差异。
天文望远镜光学原理
天文望远镜光学原理天文望远镜是一种用来观察和研究天体的仪器，它通过光学原理收集、聚焦和放大远处的天体光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的各种天体现象。
下面将从反射式望远镜和折射式望远镜两个方面介绍天文望远镜的光学原理。
反射式望远镜采用反射原理，主要由主镜和目镜组成。
主镜是望远镜最重要的部分，它通常由一块曲面光学玻璃或金属制成，成为抛物面或拋物面。
当天体的光线进入望远镜时，首先被主镜反射，然后聚焦到焦点上。
目镜位于主镜焦点的位置，其作用是将焦点处的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
目镜通常由多组透镜组成，可以增加光线的放大倍数和改善图像的质量。
折射式望远镜则采用折射原理，主要由物镜和目镜组成。
物镜是望远镜的主要光学部件，通常由一块透明的凸透镜或凹透镜制成。
当天体的光线通过物镜时，会发生折射现象，光线将聚焦在物镜的焦点上。
目镜位于物镜焦点处，其作用和反射式望远镜的目镜类似，将焦点上的光线进一步聚焦到人的眼睛或传感器上。
无论是反射式望远镜还是折射式望远镜，都需要配备一个支撑和调节系统，以确保天体在观测过程中能够保持稳定和准确的定位。
在反射式望远镜中，通常通过一个望远镜支架将主镜固定在合适的位置上，并使用一组驱动器和仪表来调节和控制望远镜的运动。
而在折射式望远镜中，通常通过一个高精度的赤道仪来支持和追踪天体运动，以确保望远镜可以准确地跟随天体的轨迹。
在光学设计上，望远镜的主要目标是尽可能提高图像的清晰度和分辨率。
为了达到这个目标，望远镜需要尽可能聚焦天体的光线到一个小的焦斑上，同时减少镜面和透镜的形状和表面误差对图像质量的影响。
此外，望远镜还需要具备良好的红外和紫外光线的透射特性，以便观测更广泛的光谱范围。
总之，天文望远镜实现天体观测和研究的关键在于光学原理的运用。
通过反射或折射原理，望远镜能够聚焦并放大天体的光线，使我们能够更清晰地观察宇宙中的奇妙景象。
同时，望远镜还需要具备稳定的支撑和调节系统，以确保观测的准确性和精确性。
天文望远镜的光学系统
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。
天文望远镜基础知识
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。
天文望远镜的基本性能参数
天文望远镜的基本性能参数1、物镜的口径（D）望远镜的物镜口径一般是指有效口径，也就是通光直径，即望远镜的入射光瞳直径，是望远镜聚光本领的主要标志，而不是指镜头的玻璃的直径大小。
2、焦距（f）望远镜光学系统往往有二个有限焦距的系统组成，其中第一个系统（物镜）的像方焦点与第二个系统（目镜）的物方焦点相重合。
物镜焦距常用f表示，而目镜焦距用f’表示。
物镜焦距f是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体，焦距越长，天体在焦平面上的影像尺寸就越大。
3、相对口径（A）与焦比（1/A）望远镜有效口径D与焦距f之比，称为相对口径或相对孔径A，即A＝D/f。
这是望远镜光力的标志，故有时也称A为光力。
彗星、星云或星系等有视面天体的成像照度与相对口径的平方（A2）成正比；流星或人造卫星等所谓线性天体成像照度与相对口径A和有效口径D之积（D2/f）成正比。
因此，作天体摄影时，要注意选择合适的A或焦比1/A（即f/D。
照相机上称为光圈号数或系数）。
4、分辨角（它的倒数称分辨本领）刚刚能被望远镜分辨开的天球上两发光点之间的角距，称为分辨角，以δ表示。
理论上根据光的衍射原理可得δ=1.22λ/D式中λ为入射光波长。
在取人眼敏感波长（λ＝5.55×10-4mm）时，δ用弧度表示，有δ″=140″/D (D以mm为单位)对于照相望远镜，δ取下式：δ″=(3100A+113)/D (D以mm为单位)此为理论的分辨角，实际上因光学镜头的加工质量及观测条件的影响，很难达到此理想的数值。
而对于照相观测，对于同一天体，物镜焦距越长在焦平面上天体影像就越大，此为比例尺，以每毫米对应天体上的张角α″来表示：α″=206265/f例如对于KP200R的主镜筒，f＝2400mm，则比例尺α″＝206265/2400＝86″/mm5、放大率（G）对目视望远镜而言，物镜焦距为f，目镜焦距为f′，则放大率为G=f/f′由式可知，只要变换目镜，对同一物镜就可以改变望远镜的放大倍数。
天文望远镜标准
天文望远镜标准天文望远镜的标准可以从多个方面来考虑，包括光学性能、设计特点和科学研究需求等。
以下是一些常见的天文望远镜标准：光学分辨率：天文望远镜的光学分辨率决定了它能够分辨的最小角度或最小细节。
较高的光学分辨率意味着望远镜能够观测到更细小的天体细节，对于研究天体结构、行星表面特征等非常重要。
灵敏度：天文望远镜的灵敏度决定了它能够探测到的最微弱的光信号。
较高的灵敏度使得望远镜能够观测到较暗的天体或较远的宇宙物体，对于研究遥远星系、暗淡天体等非常关键。
视场：视场是指望远镜能够观测到的视野范围。
较大的视场能够覆盖更广阔的天区，对于进行巡天观测和天体普查非常重要。
光谱分辨率：光谱分辨率决定了望远镜能够分辨出不同波长的光线。
高分辨率的光谱观测可以提供详细的光谱信息，对于研究天体的组成、温度、运动等具有重要意义。
多波段观测能力：天文望远镜的多波段观测能力意味着它能够在不同的波长范围进行观测，包括可见光、红外线、紫外线等。
这样的能力能够提供更全面的天体信息，对于多波段研究和跨波段观测非常有益。
数据处理和分析能力：现代天文望远镜往往产生大量的观测数据，因此具备高效的数据处理和分析能力非常重要。
这包括数据存储、传输、处理和分析等方面，以便科学家能够充分利用观测数据进行研究。
轨道稳定性：对于空间望远镜而言，良好的轨道稳定性是非常重要的。
稳定的轨道可以确保望远镜的观测不受振动和扰动的影响，从而获得高质量的观测数据。
抗干扰性能：在地面望远镜中，抗干扰性能是关键因素之一。
望远镜应该能够抵御来自大气、地面震动、光污染等方面的干扰，以获得清晰、准确的观测结果。
可观测时间和观测效率：望远镜应该具备较长的可观测时间和高效的观测过程，以最大程度地利用观测资源，提高观测效率。
可靠性和可维护性：望远镜应该具备良好的可靠性和可维护性，以确保长期稳定运行和及时维护。
这包括可靠的机械结构、电子系统和仪器设备，以及便于维修和保养的设计。
需要注意的是，不同类型的天文望远镜可能具备不同的标准和指标，因为它们的设计和用途各不相同。
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天文望远镜的光学性能
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。
评价一架望远镜的好坏，首先要看它的光学性能，其次看它的机械性能（指向精度与跟踪精度）是否优良。
光学望远镜的光学性能一般用下列指标来衡量：
1.有效口径（D）--指物镜的有效直径，常用D来表示；
指望远镜的通光直径，即望远镜入射光瞳直径。
望远镜的口径愈大，聚光本领就愈强，愈能观测到更暗弱的天体，它反映了望远镜观测天体的能力，因此，爱好者在经济条件许可的情况下，应选择较大口径的望远镜。
2.焦距（F）
望远镜的焦距主要是指物镜的焦距。
物镜焦距F是天体摄影时底片比例尺的主要标志。
对于同一天体而言，焦距越长，天体在焦平面上成的像就越大。
3.相对口径（A）
相对口径又称光力，它是望远镜的有效口径D与焦距F之比，它的倒数叫焦比（F/D）。
有效口径越大对观测行星、彗星、星系、星云等延伸天体是非常有利的，因为它们的成像照度与望远镜的口径平方成正比；而流星等所谓线形天体的成像照度与相对口径A和有效口径D的积成正比。
故此，作天体摄影时，应注意选择合适的有效口径A或焦比。
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。
4.视场（ω）
能够被望远镜良好成像的区域所对应的天空角直径称望远镜的视场。
望远镜的视场与放大率成反比，放大率越大，视场越小。
不同的口径、不同的焦距、不同的光学系统与质量（像差），决定了望远镜的视场的大小(CCD的像数尺寸有时也会约束视场的大小)；一般科普用反射望远镜的视场小于1度，而施密特望远镜消像差比较好，故它的视场可达几十度。
5.放大率（M）--指目视望远镜的物理量，即角度的放大率。
目视望远镜的放大率等于物镜焦距与目镜焦距之比，也等于物镜入射光瞳与出射光瞳之比。
因此，只要变换不同的目镜就能改变望远镜的放大倍数，但由于受物镜分辨本领，大气视宁静度及出瞳直径不能过小等因素的影响，望远镜的放大倍率也不是可以无限制的增大；一般情况应控制在物镜口径毫米数的1-2倍（最大不要超过300倍）。
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。
6.分辨本领--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。
望远镜的分辨本领由望远镜的分辨角的倒数来衡量。
分辨角（δ）通常以角秒为单位，是指刚刚能被望远镜分辩开的天球上两发光点之间的角距，理论上根据光的衍射原理可得
δ=1.22λ/D
式中λ为入射光的波长，对于目视望远镜而言，以人眼最敏感的波长λ=555纳米来代替,并取物镜口径D以毫米计,则有:
δ"=140/D(mm)
由于大气视宁静度与望远镜系统像差等的影响,实际的分辨角要远大于此（一般介于0.5到2角秒间）。
望远镜的分辨率愈高，愈能观测到更暗、更多的天体，所以说，高分辨率是望远镜最重要的性能指标之一。
7.贯穿本领-指在晴朗的夜晚，望远镜在天顶方向能看到最暗弱的恒星星等。
贯穿本领主要和望远镜的有效口径有关。
在无月夜的晴朗夜空，我们人的眼睛一般可以看见6等左右的星；一架望远镜可以看见几等星主要是由望远镜的口径大小决定的，口径愈大，看见星等也就愈高（如50毫米的望远镜可看见10等星，500毫米的望远镜就可看到15等的星）。
例如，南京天文仪器广生产的120折反射天文望远镜的光学性能为：主镜的有效口径为120mm，焦距为1500mm，相对口径为1/12.5，目镜放大倍率有：37.5倍，60倍，100倍，200倍，理论分辨角为1"--2"，目视极限星等为12等，视场小于10。
它的寻星镜物镜有效口径为35mm，焦距为175mm，放大率为7倍，视场为500。