实验一：天文望远镜原理与结构

实验一：天文望远镜原理与结构

一、实验目的：

1、熟悉天文望远镜的结构；

2、熟练掌握天文望远镜的使用；

3、熟悉天文台的基本设施以及日常使用；

二、实验条件和设施

天文望远镜、天文台

三、实验方案和步骤

（一）天文望远镜的结构

口径：物镜的直径,口径大小决定望远镜的集光力与解像力,口径愈大愈亮,解像力愈高；

焦距：从物镜到焦点距离,一般以“f”表示,单位为mm.如f=600mm表示焦距600mm；

焦比：口径(mm)=焦比；相当于镜头的光圈，以“F”表示；F值越低，亮度越高；

倍率：物镜焦距(mm)÷目镜焦距(mm)，物镜焦距越长，或更换越短焦的目镜，倍率越大；

光轴：望远镜中光路的轴心，若光轴偏斜，望远镜便不能发挥最佳性能，严重时可能无法成像；

镀膜：在镜片表面镀上一层特殊的金属化合物，目的是减少反光，增加光线透射率；

寻星镜：是一支低倍的小望远镜同架在主镜上，利用其视野较广的特性，方便搜索天体；

导星镜：主镜在进行较长时间的观测时，为了及时纠正跟踪中的误差，在主镜旁设置一个起监视作用的望远镜，它就叫导星镜，导星镜的口径、焦距与放大倍数均要比寻星镜大，视场比寻星镜小（观测前同样需要校调导星镜光轴与主镜光轴平行）。这样，当观测目标偏离主镜中心时，在导星镜中就能反映出来，可以及时将它调回视场中心。

赤道仪

赤道仪的功能除了承载望远镜之外，最重要的是藉由步进马达带动赤经本体，使望远镜能跟随星体移动，常见的有德式与叉式两种，其中又以德式最普遍，以下就以德式赤道仪做简单介绍。

极轴望远镜：天球北极与南极的连线称为极轴，极轴望远镜的功能就是校正赤道仪赤经轴，使其与极轴平行，一般都是内藏在赤经本体之中。

赤经轴：赤道仪中与极轴平行的旋转轴称为赤经轴。

赤纬轴：赤道仪中与极轴垂直的旋转轴称为赤纬轴。

重锤:安装在赤纬轴底部，可上下调整，用来平衡望远镜的重量，平衡的步骤在德式赤道仪中是非常重要的，关系到赤道仪的寿命。

马达：带动赤经轴旋转使赤道仪转速与地球自转同步，需要配合控制器使用。

刻度盘：赤经轴与赤纬轴上都有刻度盘，受限于精度，刻度盘都仅供参考用。

自动导入：某些高阶赤道仪中内藏小型电脑，并储存许多天体位置资料，只要由控制面板输入天体名称，赤道仪就会自动搜寻天体，并导入望远镜视野中。

（二）闽江学院天文望远镜种类简介

1、折射式望远镜

折射式望远镜的构造如下图：

折射式望远镜主要为两个透镜所组成：

大的一个，焦距长,较靠近物体的透镜，叫作物镜。其作用

是在焦面上形成天体或远处物体的像，

小的一个：焦距短，较靠近眼睛的透镜，叫作目镜；

其作用是放大物镜形成的像。

由于光线需要穿透镜片，所以对于镜片材质的成份，

光学系统设计的精密度要求都较严苛。

折射镜的优点：是反差及锐利度较同口径的反射镜佳，

无论摄影及高倍行星观测，效果都相当不错。

缺点：是有色像差（色差）问题，为了消除色像差，物镜都以两枚以上的透镜组成，一般来说，三枚镜片要比两枚消色差效果好，但价格较贵；镜片材质也是决定好坏及价格的重要因素，一般光学玻璃的折射镜称做半消色差望远镜，而全消色差望远镜常使用更高级的材质，

如ED（extralow dispersion）、SD（super low dispersion）、萤石（fluoride）

等玻璃,且价格较贵。

2、折反射式望远镜

折反射式望远镜的构造如下图：

折反射式望远镜是折射式和反射式的结合，最大的特征是在反射

镜的前方增加一片补正镜，以修正球面镜所可能造成的像差，由于镜

筒密闭性较反射式好，因此无落尘与筒内气流现象，补正镜所造成的

色差也极轻微，与折射镜相比，其光学设计可有效缩短镜筒长度，

但成像品质及反差通常还是以折射镜较佳，一般常见的折反射式

类型有：施密特-盖赛格林式(Schmidt-Cassegrain)、马克斯托

夫式(Maksutov-Cassegrain)

（三）常见的光学名词

口径：意指主镜片之直径，而口径是越大，成像品质越佳，分解能越高，因为集光力越强。

焦距：意指光线经由主镜片至成像焦点的距离。

焦比：就如相机的光圈值同意，数字越小，亮度越亮，为短焦；数字越大，亮度越暗，为长焦。

焦比的计算方式：焦距÷主镜口径=F(焦比)。F小于5的适合用于直焦摄影；F大于9以上的较适合做观测或扩大摄影。另介于5和9之间的，则是可摄影，观测及扩大摄影用。

倍率：倍率的计算方式，物镜焦距÷目镜焦距。但望远镜在提升倍率时也有一定的限度，不能过分的提高倍率，否则所见的影像会变得模糊，黑暗，并且视野变的狭窄而看不清影像。适当的高倍应为主镜口径的十倍，最高以十五倍为限。譬如口径六公分的望远镜，以六十倍为适当的倍率，最高不得超过九十倍。

集光力：依肉眼瞳孔在夜间开到最大（瞳孔最大时为6mm 7mm）时所集到的光亮为1，在望远镜来说,与主镜的口径大小有关，口径越大，相对的集光力就越佳，而集光力越佳，其成像品质也就越好。

分解能：简单的说就是将两个相当接近的物体，能将其解测出最小的角度（角距离）；而角度最小是以秒（"）为表示单位。主镜的有效口径越大，其分解能就越好，看到的影像就越细致；但这数值必须依视野状态及镜片品质好坏，也有着很大的差异。

色差：即在影像的周边出现如彩虹般的色彩，通常为蓝色，红色或紫色等。这是因为光线在透过镜片时，因镜片的材质的关系，而光线的光波有不同的频率，也会有着不同的折射率。在过去的望远镜是由一片凸透镜所构成，但色差的情形是非常的严重，于是后来加了一片凹透镜来达成消除色差，但这也只消除了红色的色差，于是就在镜片的材质上做了研究。目前可完全消除色差的材质为“萤石”，但其成本较高，所以也另有其它的材质研发出来，如市面上所常听见的ED，SD等。

像差：一般普通的望远镜在观赏物体时，或许是视野中央的部份很清楚，很清晰，但在视野的周围会模糊或是影像歪曲、变形，这种性质就是像差。几乎所有的望远镜都有像差，而像差的大小会影响到望远镜的价值。

视野：指所见到范围大小，以角度表示其大小。而肉眼的视野大小约上下六十度，左右九十度的程度，但透过望远镜观看时，因倍率提升，视野相对会变窄，而在低倍率时的视野，一定会比高倍率的视野为大，现在已有广角视野的目镜上市，最大视野已提升到八十四度，让在观看时，舒适度提升了不少。

极限星等：当在无云，无月光及其它人工光害的夜晚，使用望远镜所能看见的最暗星等。肉眼直接所能见的最暗星等约为六等星，但因望远镜能有集光的效果，所以能看见肉眼所直接看不到的为暗光线。相对在望远镜的主镜口径大小，也决定了所能看见的极限星等。

四、实验作业和总结

熟悉所使用天文望远镜的结构