+光学望远镜设计基础

测 10
人眼: 最早的光学望远镜
瞳孔: 可变2—8mm 细胞: 光探测器 响应波长: 4000—7000Å 极限探测率:5×10-17W
(10个光子/秒) 极限分辨率: 1角分 人脑: 电脑
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光学望远镜： 工作波段：0.4～0.7微米。
光学望远镜种类： 折射式望远镜：伽利略、开普勒。 反射式望远镜：主焦点系统、牛顿系统、
配备CCD相机成像观测，有效视场取决于CCD的尺寸。
配备光栅做光谱观测，有效视场与光栅尺寸相关。
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首次拍摄的船底座大星云 2.6米VST望远镜，视场1°×1°，宽度达到满月的2倍。 45
天文学对光学望远镜的基本要求
聚光本领：反映望远镜能够探测暗弱天体的能力，通常用望 远镜能观测的极限星等来表示。
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天文 望远镜
发展 历程
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光学望远镜主要性能参数
有效口径 有效视场 聚光本领 分辨本领
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天文学对光学望远镜的基本要求
有效口径：物镜起集光 作用的直径，常用D表 示。 口径越大能收集的光量 越多，即聚光本领就越 强，口径越大越能观测 到更暗弱的天体。
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天文学对光学望远镜的基本要求
m是星等，f是星的辐射能强度。星等越大，到达地球表面的光 辐射能量密度就越小。聚光本领越大的望远镜才能获得微弱辐 射信息。 光学望远镜聚光本领表达式：
A：望远镜口径面积；t：观测积分时间；△λ：频谱宽度；
np：到达地球表面的光子数。Q：综合量子效率。
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极限星等计算
极限星等是指望远镜所能见到最暗的星的星等。人眼所见的星
最暗为6等，而50mm口径的望远镜则为10.3等。口径愈大所能
见的极限星等愈暗。
望远镜口径(mm) 50 100 150 200 250 300 500
极限星等 10.3 11.8 12.7 13.3 13.8 14.2 15.3
分辨力(角秒) 2.28 1.14 0.76 0.57 0.46 0.38 0.23
常由于观测信息的不足，天文学家经常会提出许多假说来解释一
些天文现象。然后再根据新的观测结果，对原来的理论进行修改
或者用新的理论来代替。这也是天文学不同于其他许多自然科学
的地方。
现象 初步模型
观测 实测数据
修正 改进模型
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天文学分类：
按类型来分：
理论天文学 观察天文学
按研究方法分：
天体测量学 天体力学 天体物理学
有效视场：是指能够被望远镜良好成像，并进行观测的天
空区域对观测点所成的角度。
有效视场越大，信息量越大，使用效率越高。
不同科学目标，有效视场不同。
常规系统（球面、抛物面、双曲面等），有效视场在
1°左右。
可采用非二次曲面像场改正器增大有效视场。
增大焦比可增大有效视场，但不利于结构设计。
的光，都能聚焦在相同的焦平面上。
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复消色差系统
望远镜主镜是萤石或超低色散(ED)玻璃的透镜。
能让三种不同的颜色(通常是红色、绿色和蓝色)汇聚在相同 的焦平面上。 颜色的残差（二级光谱）比消色差透镜低一个数量级。
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1米（40〞）折射望远镜
最大的折射望远镜，1897年建成，叶凯士天文台（海
多波段天文望远镜
γ射线望远镜（致密天体碰撞、中子星并合）
空
X 射线望远镜（黑洞、中子星、脉冲星）
间
观
紫外望远镜（高温星、类星体）
测
光学望远镜（恒星）
近红外望远镜（红巨星、尘埃、星系核）
地 面
远红外望远镜（尘埃，原恒星，行星）
、 空
毫米波望远镜（冷尘埃，分子云）
间 观
射电望远镜（ 21cm氢谱线，脉冲星）
一架投入科学应用的、放大倍率40的双筒天文望远镜，
并作出一系列重要的发现。
伽利略首次证实：夜晚天空中的银河，实际上是由无数
肉眼无法分辩的恒星所形成的图案。
400年前伽利略第一次用自制的天文望远镜指向天空。这
个小小的动作成就了天文学历史上的一个重大创举。从
此，人们的宇宙观发生了巨大的变化。
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国际天文学年
施密特 折反射望远镜
ESO施密特望远镜 （1000/1620）
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帕洛马天文台 1.22米 施密特望远镜50年代对 北天进行了照像巡天， 对亮于21m的天体全部 拍了照片，每张照片是 6.°6×6.°6。
著名的“帕洛马天图” ，对天体物理和天体测 量工作都有极大的推动 作用。
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LAMOST式反射施1663年，英国数学家格雷戈里（J.Gregory）发明。
主镜抛物面，副镜面型为椭球面。
能够避免折射望远镜的不足。
通过副镜放大，以及折叠光路，较短的镜筒能够获得较长的
系统焦距。
焦点在主镜后面，便于观测。
但由于当时工艺水平的限制，该系统没有做出。现在有些太阳望
天文望远镜作用：
看得清：能够放大遥远天体的张角，能够看清角距更 小的细节。 看得远：能够收集到比瞳孔（最大8毫米直径）大得 多的光束，并能进行长时间累积曝光，看到更暗的天体。
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望远镜的发明
1608年，荷兰眼镜商人李波尔塞在偶然的机会中发明望
远镜。
1609年，意大利佛罗伦萨人伽利略发明并制成世界上第
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折射望远镜不足点
有色差。
对红外、紫外光线吸收。 镜面（双面）磨制，加工困难。 随着镜子直径增大，很难保证材质的一致性。 大尺度的玻璃在熔铸过程中，很难保证没有气 泡等问题。 镜子支撑困难。
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反射式天文望远镜
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主焦点系统
最基本的光学系统，系统简单。 只有一个反射镜，光能量损失小。 旋转抛物面镜面系统，没有球差。 配像场改正镜后，可获得较大的视场。 焦比小，过大焦比增加镜筒长度，增加造价。 焦面仪器在光路中，操作不方便，且不宜放置大型仪器。 24
但牛顿焦点不适合放大型终端设备。
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卡塞格林系统
1672年，法国科学家卡塞格林发明。
凹抛物面主镜，凸双曲面副镜。
主镜有中心孔，光线经副镜后成像中心孔后，便于观测。
由于副镜的放大作用，且采用折叠光路，这样较短的镜筒
就可以获得较长的系统焦距，简化了结构。
视场较窄，像散较牛顿式严重，同时有少许场曲。
系统由球面主镜和一块接近平行平板的非球面改正镜组成 。改正镜一面是平面，另一面是非球面，用于消除球面镜的球 差，改正镜位于球面镜的球心附近。 克服反射望远镜视场小的问题，能获得较大的视场，通常 在5°×5°左右，特别适合于天文巡天。 世界上最大的施密特望远镜是卡尔·施瓦茨希尔德天文台
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1340/2000望远镜 。
1610年1月7日，发现了木星的4颗卫星，成为哥白尼日心说 的第一个观测依据。为了纪念伽利略，4颗卫星称为“伽利略 卫星”。 借助于望远镜，伽利略还先后发现了土星光环、太阳黑子、 太阳的自转、金星和水星的盈亏现象、月球的周日和周月天平 动，以及银河是由无数恒星组成等等。这些发现开辟了天文学 的新时代，近代天文学的大门被打开了。
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卡塞格林系统
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耐施密斯系统
1839年，英国工程师耐施密斯发明。在卡塞格林系
统中增加45°平面镜，将焦点移到镜筒外的赤纬轴或 高度轴。 这类系统通常用于地平式望远镜，这时焦点位置不 随镜筒的转动而变化，这样可以放置大型焦面仪器。
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耐施密斯系统
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折轴焦点系统
耐施密斯系统的进一步发展，焦点相对于望远镜完全不 动，适合于放置大型终端仪器，如光谱仪等。
2009年，是伽利略将望远镜指向星空 400周年，因此，2009年被定为国际天 文学年。 “望远镜的使用，无疑是一场天文学的 革命，天文学的意义因此而改变。”
国际天文年的LOGO
大气窗口：可见光、射电、部分红外
可见光：0.4 ～0.7μm ； 射电：1 mm～10m； 红外： 8 ～13μm 、17 ～22μm 、24.5 ～42μm；9
按观测手段分：
光学天文学 射电天文学 红外天文学 空间天文学
其他更细分的学科：
天文学史
宇宙学
星系天文学
高能天体天文学
太阳系天文学
远红外天文学
伽马射线天文学
无线电天文学
紫外天文学
X射线天文学
天体地质学
等离子天体物理学
中微子天体物理学
行星物理学
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……
天文望远镜：是一种利用透镜或反射镜以及其他光学
器件观测天体，探索宇宙奥秘的重要光学仪器。没有望 远镜，就没有现代天文学。没有先进的望远镜，就没有 天文学的进步。
缺点：视场小。
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开普勒望远镜
1611年，德国科学家开普勒发明。
物镜是凸透镜，目镜是凸透镜，视场大，但像上下左右颠倒，
光路中需增加转像棱镜。
大多数折射望远镜都采用开普勒系统。
视场大。
目镜设置在物镜焦点之后，可在物镜焦点处放置十字丝，作
为调试参考。
缺点：系统有色像差。
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开普勒类型的望远镜可以得到很大的放大倍率，但需要很大的 焦比才能消除物镜引起的像场。
光学望远镜设计
第一讲：望远镜设计基础
本讲提纲
天文学概述 望远镜类型及其特点 望远镜的主要性能指标 望远镜研发过程和常用软件 望远镜通常的验收方法和指标
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天文学：研究宇宙空间天体、宇宙结构和发展
的学科。与数学、物理、化学、地球科学、生命 科学等同为基础学科，具有6千多年历史。
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牛顿系统
1668年，英国物理学家牛顿发明，避免了主焦点系统的
缺点，45°平面镜将焦点移出镜筒，能量损失略多于主焦点